천문학

중력 렌즈는 시간 진화 정보를 제공합니까?

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중력 렌즈 현상으로 인해 동일한 물체의 여러 이미지를 볼 때 모든 이미지가 같은 시점에 렌즈를 사용하는 물체를 보여줍니까?

어떤 이미지를 보든 렌즈가 달린 물체의 빛이 우리에게 도달하는 데 동일한 시간이 걸리거나 다른 시점에서 렌즈를 사용하는 물체를보고 있다면 일반적으로 시간 차이가 얼마나 클 수 있습니까?


여러 렌즈 이미지에서받은 빛 사이의 시간 지연은 잘 알려져 있고 일반적으로 연구되는 현상입니다. 전형적인 예는 Koopmans et al. (2003)에서는 z = 0.6의 앞쪽 물체와 z = 1.4의 배경 소스에 의해 형성된 4 중 렌즈 시스템을 연구했습니다. 측정 된 시간 지연은 31-77 일이며 이것은 지금까지 연구 된 물체에 대해 일반적인 것으로 보입니다.

지연은 여러 이미지가 촬영 한 경로 길이의 차이에 따라 다릅니다. 이는 다시 소스까지의 거리, 소스와 렌즈 오브젝트 사이의 거리, 렌즈 오브젝트 주변의 질량 분포에 따라 달라집니다. 또한 우주의 팽창률에 따라 달라지며, 이는 허블 매개 변수를 추정하는 경로를 제공합니다.

경험에 따르면 지연은 순서대로 진행됩니다. $ r_s / c $, 어디 $ r_s = 2GM / c ^ 2 $, 어디 $ M $ 광선의 경로에 대한 렌즈 내부의 질량입니다. $$ tau sim 10 ^ {-5} left ( frac {M} {M _ { odot}} right) { rm sec} $$ 그래서 $ 10 ^ {12} 백만 _ { odot} $ 전경 렌즈 은하 (은하와 같은 큰 나선), 지연은 약 100 일입니다.


연구원들은 극도로 조밀 한 은하단 주변의 중력 렌즈를 연구합니다

가시광 선과 총 질량. CFHTLS g, r 및 i 밴드 이미지를 활용하는 PSZ2 G099.86 + 58.45의 합성 컬러 이미지입니다. 등고선은 ± 0.06 (1 + z) 이내의 광도계 적색 편이로 은하의 WL (백색) 및 광학 i 빛 (적색)에서 재구성 된 질량 분포를 따릅니다.cl) 클러스터 적색편이(zcl). 대시가 길수록 윤곽 값이 높아집니다. 지도는 BCG 중앙에 있고 북쪽은 위쪽입니다. 축척 막대, 1 Mpc h −1. 크레딧 : (c) 자연 천문학 (2018). DOI : 10.1038 / s41550-018-0508-y

암흑 물질 후광은 은하가 매달려있는 이론적 물체로 후광의 질량이 전체 질량을 지배합니다. 이 후광은 직접 관찰 할 수 없지만 천문학 자들은 렌즈 역할을하는 강한 중력 원에 의한 배경 물체의 왜곡 인 중력 렌즈 현상에 의해 그 존재를 추론합니다. 천문학 자들은 더 가까운 중력 물체의 중력 렌즈를 통해 확대 된 먼 은하를 연구 할 수도 있습니다.

연구자들은 은하의 군집이 우주에있는 대부분의 물질 군집을 반영하지 않는다는 것을 수십 년 동안 알고 있습니다. 은하 분포가 우주의 특정 위치에서 물질 밀도와 상관 관계가 있다는 개념은 1984년으로 거슬러 올라갑니다. 은하단에서 물질 분포는 고도로 밀집되어 있으며 이 분포의 정점에서 후광이 형성됩니다. 이것을 후광 편향이라고합니다.

헤일로 편향은 은하의 공간 분포와 기본 암흑 물질 밀도 장 사이의 관계로도 구성 될 수 있습니다. 클러스터링은 클러스터의 일반적인 질량 분포에 비해 향상됩니다. 그러나 클러스터링 물리학 자들이 이것을 2 차 편향이라고 부르는 질량 외에 다른 이론화 된 속성이 있지만, 그것들을 식별하려는 노력은 결정적이지 않았습니다.

최근에 이탈리아 연구원 그룹이 보고서를 발표했습니다. 자연 천문학 PSZ2 GO99.86 + 58.45에 대한 연구에서, 매우 큰 중력 렌즈 신호를 가진 극도로 조밀 한 은하단입니다. 그들은이 시스템이 은하 구조 형성의 틀 내에서 극히 드물다고보고하며, 그 특성은 암흑 물질 후광에 대한 질량 이외의 메커니즘을 강화하는 효과를 강하게 암시합니다.

연구원들은 공개적으로 사용 가능한 두 개의 전단 카탈로그 인 CFHTLenS 및 RCSLens의 데이터를 분석했습니다. 그들은 성단의 외곽에 최대 30 메가 파섹까지 추적 할 수있는 매우 큰 중력 렌즈 신호가 있음을 발견했습니다. 높은 신호 대 잡음비는 우주 평균 밀도를 훨씬 초과하는 환경 물질 밀도를 의미합니다. 그들은이 성단의 극심한 밀도가 단지 질량에 기인 할 수 없다고보고합니다.

또한 연구자들은 그들의 발견이 Lambda 저온 암흑 물질 모델 (ΛCDM)과 잘 일치한다고보고했습니다.이 모델은 우주가 암흑 에너지 및 저온 암흑 물질과 관련된 Λ로 표시된 우주 상수를 포함하고 있다고 주장합니다. 차가운 암흑 물질은 암흑 물질 입자가 빛보다 느리게 움직이는 가상 형태의 암흑 물질입니다. ΛCDM 모델은 작은 구조가 자체 중력의 영향으로 붕괴되고 계속해서 큰 구조로 병합됨에 따라 우주의 구조가 아래에서 위로 계층 적으로 형성된다는 것을 제안합니다. 현재 우주에서 구조 형성을 위해 선호되는 모델입니다.

연구원들은 은하단 연구에서 렌즈 분석의 유용성에 주목하면서 결론을 내립니다. 그들은 "차세대 은하 측량은 우리가 여기에 제시 한 것처럼 매우 큰 반경까지 단일 후광의 렌즈 분석을 일상적으로 수행 할 것"이라고 썼습니다.

요약
은하단은 우주 웹의 가장 높은 밀도 노드에서 형성됩니다. 이 은하단을 호스팅하는 암흑 물질 후광의 군집은 일반 질량 분포에 비해 강화되며, 비 리얼 영역을 넘어선 물질 밀도는 후광 질량 (후광 편향)과 강한 상관 관계가 있습니다. 질량 이외의 헤일로 특성은 헤일로 클러스터링 (2 차 편향)을 더욱 향상시킬 수 있습니다. 관찰 캠페인은 후광 편향을 확인했지만, 거대한 후광에 대한이 2 차 편향을 감지하려는 노력은 결론을 내리지 못했습니다. 여기에서는 Planck 임무에 의해 Sunyaev–Zel'dovich 효과를 통해 선택된 대규모 클러스터 샘플에서 환경 편향 분석을보고하며 단일 클러스터 PSZ2 G099.86과 관련된 환경 암흑 물질의 탐지에 중점을 둡니다. +58.45. 외곽의 중력 렌즈 신호는 매우 크고 높은 신호 대 잡음비 (약 3.4)로 최대 30 메가 파섹까지 추적 할 수 있으며, 이는 우주적 평균을 초과하는 환경 물질 밀도를 의미합니다. 우리의 발견은이 시스템이 현재의 구조 형성 패러다임에서 극히 드물다는 것을 보여 주며, 고 질량 후광 주변의 메커니즘을 강화하는 것이 매우 효과적 일 수 있음을 의미합니다. 향후 렌즈 조사는 단일 후광의 주변을 조사하여 구조의 형성과 진화에 대한 연구를 가능하게합니다.


천체 물리학은 우주의보다 정확한 우주 모델을 위해 중력 렌즈 신호를 개선합니다.

먼 은하에서 나오는 빛은 우주의 본질에 대한 중요한 정보를 드러내고 과학자들이 우주의 역사, 진화 및 구조에 대한 고정밀 모델을 개발할 수 있도록합니다.

그러나 지구와이 은하들 사이에있는 거대한 암흑 물질 주머니와 관련된 중력은 이러한 은하의 빛 신호를 혼란스럽게합니다. 중력은 은하의 빛 (중력 렌즈라고하는 과정)을 왜곡하고 은하를 물리적으로 약간 정렬하여 실제 데이터를 오염시키는 추가 중력 렌즈 빛 신호를 생성합니다.

출판 된 연구에서 천체 물리학 저널 편지, 달라스에있는 텍사스 대학교 과학자들은 중력 렌즈 신호에서 오염을 제거하기 위해자가 교정이라는 방법을 처음으로 사용하는 것을 시연했습니다. 그 결과는 우주의보다 정확한 우주 모델로 이어져야한다고 자연 과학 및 수학 대학의 물리학 교수이자이 연구의 교신 저자 인 Mustapha Ishak-Boushaki 박사는 말했습니다.

Ishak-Boushaki는“자기 교정 방법은 약 10 년 전에 다른 사람들이 제안한 방법으로 이론적 인 방법 일 뿐이라고 생각하고 멀어졌습니다. “하지만 저는 직관적으로 그 약속을 느꼈습니다. 8 년간의 지속적인 조사를 통해 방법 자체를 성숙시키고 지난 2 년 동안이를 데이터에 적용한 결과 우주 연구에 중요한 결과를 낳았습니다.”

우주의 렌즈

중력 렌즈는 현재 우주 모델의 기초가되는 매개 변수에 대한 정보를 제공하는 우주론에서 가장 유망한 방법 중 하나입니다.

“암흑 물질의 분포를지도 화하고 우주 구조에 대한 정보를 발견하는 데 도움이 될 수 있습니다. 그러나 중력 렌즈 신호의 오염을 추출하지 않으면 그러한 우주 매개 변수의 측정이 30 %까지 떨어질 수 있습니다.”라고 Ishak-Boushaki는 말했습니다.

Abell 370은 지구에서 약 40 억 광년 떨어진 은하단으로, 천문학 자들이 은하단 뒤에있는 은하의 빛을 왜곡하는 중력장에 의한 시공간 왜곡 현상 인 중력 렌즈 현상을 관찰합니다. 이것은 배경 은하의 늘어난 이미지 인 그림에서 호와 줄무늬로 나타납니다. 크레딧 : NASA, ESA 및 STScI

먼 은하가 형성되는 방식과 형성되는 환경으로 인해, 그들은 가까운 암흑 물질과 물리적으로 약간 정렬되어 있습니다. 이 본질적인 정렬은 은하의 데이터를 오염시켜 우주의 암흑 물질과 암흑 에너지의 양과 은하의 이동 속도를 설명하는 매개 변수를 포함하여 주요 우주 매개 변수의 측정을 왜곡하는 추가 스퓨리어스 렌즈 신호 또는 편향을 생성합니다. 서로 떨어져.

문제를 더 복잡하게 만들기 위해 서로 다른 완화 방법이 필요한 두 가지 유형의 고유 정렬이 있습니다. 연구팀은 자기 교정 방법을 사용하여 가장 중요한 구성 요소 인 고유 형상-중력 전단이라는 정렬 유형에서 성가신 신호를 추출했습니다.

Ishak-Boushaki는“우리의 연구는 암흑 에너지의 속성을 정확한 방식으로 측정하는 성공 가능성을 크게 증가시켜 우주 가속을 유발하는 원인을 이해할 수있게합니다. “또 다른 영향은 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 우주에서 매우 큰 규모로 유지되는지를 정확하게 결정하는 것입니다. 이것은 매우 중요한 질문입니다.”

우주론에 미치는 영향

우주를 더 잘 이해하기위한 몇 가지 대규모 과학 조사가 진행 중이며 중력 렌즈 데이터를 수집합니다. 여기에는 Vera C. Rubin 천문대의 LSST (Legacy Survey of Space and Time), 유럽 우주국의 유클리드 임무 및 NASA의 Nancy Grace Roman 우주 망원경이 포함됩니다.

“우리의 연구는 암흑 에너지의 특성을 정확한 방식으로 측정 할 수있는 성공 가능성을 크게 높여 주므로 우주 가속을 일으키는 원인을 이해할 수 있습니다. 또 다른 영향은 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 우주에서 매우 큰 규모로 유지되는지 여부를 정확하게 결정하는 것입니다. 이것은 매우 중요한 질문입니다.”

— 자연 과학 및 수학 대학 물리학 교수, Mustapha Ishak-Boushaki 박사

“여기에서 가장 큰 승자는 중력 렌즈에 대한 다가오는 설문 조사 일 것입니다. 우리는 그들로부터 우리 우주를 이해할 수있는 완전한 잠재력을 얻을 수있을 것입니다.”라고 LSST의 암흑 에너지 과학 협력의 회원이자 소집 인 Ishak-Boushaki는 말했습니다.

오염 된 신호를 제거하기위한자가 보정 방법은 상하이 자오 통 대학의 천문학 교수이자 현재 연구의 공동 저자 인 Pengjie Zhang 박사가 처음 제안했습니다.

Ishak-Boushaki는이 방법을 더욱 발전시켜 전 학생 중 한 명인 Michael Troxel MS’11, PhD’14 (현재 Duke University의 물리학 조교수)와 함께이 방법을 우주 관측 영역에 도입했습니다. 2012 년부터이 연구는 NSF (National Science Foundation)의 Ishak-Boushaki에 대한 두 가지 보조금으로 지원되었습니다.

“모든 사람이자가 교정이 그토록 중요한 결과로 이어질 것이라고 확신하지는 않았습니다. 일부 동료들은 일부가 회의적이라고 장려했습니다.”라고 Ishak-Boushaki는 말했습니다. “포기하지 않는 것이 유익하다는 것을 배웠습니다. 제 직감은 그것이 제대로된다면 효과가있을 것이라는 것이었고,이 작업의 약속을 지켜준 NSF에 감사합니다.”

참조 : & # 8220 측광 은하 측량에서 자기 보정 방법을 사용한 은하 고유 정렬의 GI 유형의 최초 탐지 & # 8221 by Eske M. Pedersen, Ji Yao, Mustapha Ishak 및 Pengjie Zhang, 2020 년 8 월 5 일, 천체 물리학 저널 편지.
DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aba51b

다른 연구 저자로는 UT 달라스 물리학 박사 과정 학생 Eske Pedersen, 수석 저자와 상하이 Jiao Tong 대학의 연구원 인 Ji Yao PhD’18이 있습니다.


아인슈타인의 중력 렌즈로 우주 확장에 대한 논쟁을 해결할 수있다

공간 구조의 왜곡-시간은 돋보기처럼 작용할 수 있으며 우주 팽창 속도에 대한 우주 미스터리를 푸는 데 도움이 될 수 있다는 새로운 연구가 발견되었습니다.

이 연구는 언젠가 더 정확한 우주 모델로 이어질 수 있으며, 이는 우주의 궁극적 인 운명을 밝혀 줄 수 있다고 연구원들은 말했다.

우주는 약 138 억년 전 탄생 한 이래 계속해서 팽창 해 왔습니다. 현재 우주 팽창 속도를 측정하여 허블 상수, 과학자들은 우주의 운명, 영원히 확장할지, 스스로 붕괴할지, 완전히 찢어 질지 등.

현재 허블 상수를 측정하기위한 두 가지 주요 전략이 있습니다. 하나는 과학자들이 다음과 같이 알려진 항성 폭발과 같이 속성을 잘 이해하는 주변 물체를 모니터링하는 것입니다. 초신성 로 알려진 맥동하는 별 세 페이드 변수, 거리를 추정합니다. 다른 하나는 우주 마이크로파 배경, 빅뱅에서 남은 방사능, 시간이 지남에 따라 어떻게 변했는지 조사합니다.

그러나이 두 기술은 허블 상수 값에 대한 두 가지 다른 결과. 우주 마이크로파 배경의 데이터에 따르면 우주는 메가 파섹 (326 만 광년에 해당하는 거리) 당 초당 약 41.9 마일 (67.5km)의 속도로 팽창하고 있습니다. 그러나 근처 우주의 초신성과 세 페이드의 데이터에 따르면 메가 파섹 당 초당 약 74km의 속도가 나타납니다.

이러한 불일치는 우주의 구조와 역사에 대한 과학자들의 현재 이해인 표준 우주 모델이 잘못되었을 수 있음을 시사합니다. 로 알려진 이 논쟁을 해결 허블의 끊임없는 갈등, 우주의 진화에 빛을 비출 수 있습니다.

새로운 연구에서 국제 연구팀은 허블 상수를 측정하는 또 다른 방법을 탐색했습니다. 이 전략은 중력의 정의에 달려 있다고 Albert Einstein의 일반 상대성 이론, 질량이 시공간을 왜곡 한 결과. 물체의 질량이 클수록 물체 주변의 시공간 곡선이 더 많아 지므로 물체의 중력이 더 강해집니다.

즉, 중력은 렌즈처럼 빛을 구부릴 수 있으므로 거대한 은하에서 생성되는 것과 같은 강력한 중력장을 통해 보이는 물체가 확대됩니다. 중력 렌즈 100 년 전에 발견되었으며 오늘날 천문학 자들은 종종이 렌즈를 사용하여 너무 멀고 희미하여 가장 큰 망원경으로도 감지 할 수없는 특징을 확인합니다.

새로운 연구는 지구로부터의 거리를 추정하기 위해 중력 렌즈를 분석하는데, 이는 연구원들이 시간이 지남에 따라 우주가 팽창하는 속도를 추정하는 데 도움이 될 수있는 데이터입니다.


독일 Garching에있는 Max Planck 천체 물리학 연구소의 천체 물리학자인 Inh Jee는“새로운 방법은 허블 상수를 측정하는 데있어 독특한 관점을 제공 할 수있는 큰 잠재력을 가지고 있습니다.”라고 Space.com에 말했다.

지구로부터 중력 렌즈의 거리를 추정하는 한 가지 핵심은 중력 렌즈의 이상한 특징에 달려 있습니다. 그것은 종종 렌즈를 둘러싼 렌즈가 있는 물체의 여러 이미지를 생성하여 소위 "아인슈타인 십자가. "이러한 이미지를 생성하는 빛은 렌즈 주변의 길이가 다른 경로를 취하기 때문에 렌즈를 사용하는 물체의 밝기 변화가 다른 이미지보다 먼저 일부 이미지에서 볼 수 있습니다. 렌즈의 질량이 클수록 빛의 구부러짐으로 인해 이미지 관찰 사이의 시간차가 커집니다. 과학자들은 이러한 세부 사항을 사용하여 렌즈의 중력장의 강도와 그에 따른 질량을 추정 할 수 있습니다.

그 질량은 거리를 추정하는 데 사용되는 계산에 반영 될 수 있습니다. 그러나 과학자들은 먼저 추가적인 주요 측정이 필요합니다.


지구에서 중력 렌즈 은하까지의 거리를 추정하는 또 다른 열쇠는 렌즈 내 별의 위치와 속도를 분석하는 것입니다. 이러한 세부 사항이 렌즈 은하의 중력장의 질량과 강도 추정치와 결합되면 과학자들은 수정체 은하의 실제 직경을 추정 할 수 있습니다.

그런 다음 렌즈 은하의 실제 직경을 지구에서 본 겉보기 직경과 비교할 수 있습니다. 이 값들의 차이는 연구자들이 지구에서 보이는 크기를 나타 내기 위해 주어진 크기의 은하가 얼마나 멀리 있어야하는지 추정하는 데 도움이 될 수 있습니다.

연구원들은이 기술을 두 개의 중력 렌즈 시스템에 적용했습니다. 그 결과 과학자들은 메가 파섹 당 초당 약 82.4km의 값으로 허블 상수에 도달했습니다. 이 값은 Hubble 상수에 대해보다 확립 된 두 값보다 높지만 Jee는이 방법에 여전히 높은 수준의 불확실성이 있음을 지적했습니다. 더 많은 데이터가 더 큰 확실성을 가져 오면이 기술은 하나 또는 다른 확립 된 값을 선호하거나 실제로 다른 세 번째 값으로 이어질 수 있다고 그녀는 말했습니다.

"이것은 불확실성이 큰 새로운 방법이기 때문에 측정을 개선 할 여지가 많다"고 Jee는 말했다. "다른 방법에 비해 경쟁력있는 정밀도를 제공하는 방법을 위해 우리는 렌즈 은하에서 별의 움직임을 더 잘 측정해야합니다."

이 새로운 기술은 우주 마이크로파 배경을 기반으로 허블 상수를 측정하려는 전략에 비해 잠재적 인 이점을 제공합니다. 후자는 시간이 지남에 따라 우주의 진화를 예측하는 데 사용되는 여러 경쟁 우주 모델 중 하나에 크게 의존하지만이 새로운 방법은 그렇지 않다고 Jee는 말했다. 근처의 초신성 및 세 페이드 변수를 기반으로 허블 상수를 측정하려는 전략과 비교할 때이 방법은 또 다른 이점을 제공합니다. 이러한 전략에서 주변 환경이 더 먼 우주와 크게 다를 경우 주변 물체까지의 거리 측정이 꺼질 수 있습니다. 그녀는 덧붙였다.

Max Planck 천체 물리학 연구소의 공동 저자 인 Sherry Suyu는 Space.com에 "가까운 장래에 측정 불확실성을 크게 줄일 수있는 수십 개의 새로운 렌즈 시스템을 갖게 될 것"이라고 말했다.

Jee, Suyu 및 그들의 동료 상세 그들의 발견 과학 저널 9 월 13 일호에 게재되었습니다.


중력 렌즈로 백색 왜성 질량 측정

백색 왜성 PM I12506 + 4110E (이 네거티브 인쇄물에서 검은 색으로 보이는 밝은 물체)와 두 개의 먼 별 PM12-MLC1 & amp2를 포함하는 필드의 허블 이미지. 점선은 백색 왜성이 따라갈 수있는 두 가지 경로를 보여 주며, 그중 하나는 중력 렌즈 현상을 일으킬만큼 가까운 별을 통과합니다. 천문학 자들은이 백색 왜성과 같은 조밀 한 물체의 질량을 결정하기 위해 그러한 사건을 사용하는 것을 제안했습니다. (크레딧 :)

천체의 질량을 측정하는 것은 관측 천문학에서 가장 어려운 작업 중 하나입니다. 시스템의 궤도 매개 변수가 두 질량에 의존하기 때문에 가장 성공적인 방법은 이진 시스템을 사용합니다. 블랙홀, 중성자 별, 백색 왜성의 경우, 항성 진화의 종말 상태는 많은 것이 고립 된 물체이며 대부분은 매우 희미합니다. 결과적으로 천문학 자들은 여전히 ​​질량 분포를 알지 못합니다. 그러나 그들은 물질의 축적과 에너지 복사의 방출과 같은 극적인 사건에 참여하거나 중력파, 감마선 폭발 또는 Ia 형 초신성을 초래할 수있는 합병에 참여하기 때문에 매우 흥미 롭습니다. 물체의 질량.

CfA 천문학 자 Alexander Harding, Rosanne Di Stefano, Claire Baker와 세 명의 동료는 고립 된 소형 물체의 질량을 측정하는 새로운 방법 인 중력 렌즈를 제안합니다. 광선의 경로는 일반 상대성 이론에 의해 계산 된 효과 인 질량의 존재에 의해 구부러 질 것입니다. 거대한 물체는 렌즈처럼 작용하여 두 물체가 우리의 시선을 따라 정렬 될 때 뒤에 보이는 물체의 이미지를 왜곡하고 이미지 왜곡의 세부 사항은 신체의 질량에 따라 달라집니다. 천문학 자들은 그들의 움직임이 배경 별의 들판을 가로 질러 이동할 때 근처의 조밀 한 물체에서 생성되는 렌즈 현상을 예측할 수있는 전망을 설명합니다.

연구팀은이 연구에 적합한 조밀 한 천체 근처에 약 250 개의 중성자 별, 5 개의 블랙홀, 약 35,000 개의 백색 왜성이 포함되어 있다고 추정합니다. 하늘을 가로 지르는 백색 왜성의 일반적인 움직임을 알고, 그들은 허블, ESA의 가이아 임무 또는 NASA의 새로운 JWST 망원경으로 발견 될 수있는 10 년당 약 30-50 개의 렌즈 이벤트에 대한 통계적 추정치를 얻습니다. 이 노력의 다음 단계는 가이아와 같은 지속적인 항성 조사를 사용하여 신체의 위치와 움직임을 수정하여 렌즈를 모니터링 할 대상을 구체적으로 예측할 수 있도록하는 것입니다.

"Stellar Remnants에 의한 중력 렌즈 예측,"Alexander J. Harding, R. Di Stefano, S. Lepine, J. Urama, D. Pham 및 C. Baker, MNRAS 475, 79, 2018.


감마선과 중력 렌즈는 암흑 물질의 힌트를 제공합니다.

중력 렌즈와 감마선 관측 데이터를 비교해 보면 물질 농도가 더 높은 하늘 영역에서 더 많은 감마선을 방출한다는 사실이 밝혀졌습니다. 연구를 수행 한 연구자들은 대부분의 상관 관계가 초 거대 질량 블랙홀의 작용에 기인한다고 결론 지지만, 일부 방출은 암흑 물질로 인한 것일 수 있다고 말합니다.

빛이 먼 물체에서 지구로 이동할 때, 빛이 통과하는 거대한 물체의 중력으로 인한 공간 왜곡의 영향을받을 수 있습니다. 이로 인해 우리가 보는 물체의 이미지가 왜곡되고 왜곡의 유형과 정도는 빛의 경로를 따라 질량 분포를 나타냅니다. 눈에 보이는 모든 전경 물체를 고려한 후 질량 분포에 남아있는 것은 암흑 물질로 간주됩니다.이 물질은 우주 에너지 / 질량 함량의 약 25 %를 구성하는 것으로 간주되는 아직 감지되지 않은 물질입니다.

천체 물리학 자들은 또한 은하수의 중심과 같이 많은 암흑 물질을 포함하는 것으로 여겨지는 장소에서 방출되는 감마선을 연구합니다. 이 방사선은 약하게 상호 작용하는 거대 입자 (WIMP)라고하는 가상의 암흑 물질이 충돌하여 서로를 소멸 할 때 생성 될 수 있습니다. 그러나 현재까지 이러한 연구는 WIMP의 존재에 대해 결정적이지 않았습니다.

해결되지 않은 소스

이 최신 연구는 NASA의 Fermi 위성에 탑재 된 대 면적 망원경의 9 년 분량의 감마선 데이터를 면밀히 조사합니다. 이러한 데이터는 이전에 일부 은하의 중심에있는 초 거대 질량 블랙홀이 주변 물질을 축적 할 때 생성되는 이온화 된 물질의 제트 인 초신성 폭발의 잔재 나 블레이자 (blazar)와 같은 많은 개별 감마선 소스를 밝혀 냈습니다. 그러나 이러한 소스는 감지 된 모든 방사선을 설명 할 수 없습니다. 대신에 너무 희미하여 개별적으로 드러나지 않는 물체는 미해결 감마선 배경으로 알려진 것을 생성합니다.

이 연구는 이탈리아 토리노 대학의 Simone Ammazzalorso와 동료들에 의해 수행되었으며, 그들은 감마선 배경 측정 값을 암흑 에너지 조사 (암흑 에너지 카메라로 얻은 4 천만 은하의 광학 스냅 샷)의 첫 해 데이터와 비교했습니다. 칠레의 4m Victor M Blanco 망원경. 그들의 목표는 예상대로 먼 은하의 늘어남에서 추론 된 중력 렌즈의 위치와 감마선 광자 사이에 상관 관계가 있는지 확인하는 것이 었습니다. 그들이보고 할 때 물리적 검토 편지, 대답은 '예'입니다.

연구자들은 공통 패턴에 대한 두 가지 데이터 세트를 면밀히 조사한 결과 더 많은 물질을 포함하는 하늘 영역에서도 더 많은 감마선을 방출하고 반대로 밀도가 낮은 영역에서는 감마선이 더 적다는 사실을 발견했습니다. 특히, 그들은 일반적으로 발견을 나타내는 것으로 간주되는 값인 5σ보다 큰 통계적 유의성과 함께 0.3 ° 미만의 고 에너지 및 작은 각도 스케일에서 이러한 상관 관계가 존재 함을 확인했습니다.

프레임 속 Blazars

그 방출의 원인이 무엇인지 확인하기 위해 팀은 다양한 천체가 감마선을 생성하는 방법을 시뮬레이션하는 컴퓨터 모델에 데이터를 연결했습니다. 그렇게하면서 그들은 대부분의 상관 관계가 본질적으로 점과 같은 객체 인 블레이저로 인한 것이라고 결론지었습니다.

그러나 연구원들은 더 큰 각도 스케일에서 두 번째의 약한 상관 관계를 설명하기 위해 추가 성분이 필요하다는 것을 발견했습니다. 그들은 3σ 수준에서 모델이 에너지 및 적색 편이 구성 요소를 포함한 관찰 된 데이터를 재현한다는 것을 설정했으며, 그렇지 않은 경우보다 감마선 방사체에 암흑 물질을 포함 할 때 더 충실하게 재현합니다.

Annecy-le의 천체 입자 물리학자인 Francesca Calore는 "이 결과는 간접 탐지 방법을 통해 암흑 물질의 존재에 대한 몇 안되는 힌트 중 하나이며 암흑 물질 입자 모델을 조사 할 수있는 새로운 가능성을 열어 주므로 흥미 롭습니다."라고 말합니다. -프랑스의 Vieux 이론 물리학 연구소, 연구를 설명하는 논문과 함께 논평을 작성했습니다.

중력 렌즈 작용으로 먼 초신성의 '아인슈타인의 십자가' 생성

그러나 Calore는 과학자들이 blazars의 물리학을 완전히 이해하지 못하고 있다고 경고하며, 큰 각도 스케일의 상관 관계조차도 이러한 물체에서 "전적으로 발생"할 수 있다고 주장합니다. 해결되지 않은 감마선 배경에 대한 암흑 물질의 기여에 대한 더 확고한 아이디어를 얻으려면 새로운 데이터가 필요할 것이라고 그녀는 말합니다.

실제로, 암흑 에너지 조사는 여름에 1 억 은하의 관측을 포함하는 확대 된 데이터 세트를 공개 할 예정입니다. 그 외에도 칠레 베라 루빈 천문대의 공간과 시간에 대한 유산 조사는 2022 년에 개장 한 후 하늘의 더 넓은 지역에 걸쳐있는 수십억 개의 은하에 대한 데이터를 제공해야합니다. 그해에도 유럽 우주가 출시 될 예정입니다. 은하의 모양과 적색 편이를 비교하여 암흑 에너지와 암흑 물질을 더 잘 이해하도록 설계된 기관의 유클리드 망원경.

Calore는“더 깊은 적색 편이 범위와 더 나은 각도 해상도를 통해 과학자들은 우주의 감마선 빛 뒤에있는 소스를 더 잘 이해하고 잠재적으로 암흑 물질의 특성을 밝혀 낼 수 있습니다.”라고 말합니다.


중력 렌즈 란 무엇입니까? (비디오 포함)

거대한 은하단의 확대 력을 사용하여 먼 우주를 깊숙이 들여다 보는 프로그램을 관찰하는 Hubble Frontier Fields. 크레딧 : NASA.

여기있는 모든 사람들은 중력의 실제 적용에 익숙합니다. Loony Tunes에 노출 된 것뿐만 아니라, 중력 가속도에 의해 땅에 던져진 의인화 된 코요테가있는 풍부한 장면과 함께, 이전에 "accelerati incredibilus"의 일원이 차지했던 X 표시가있는 지점까지 거대한 암석이 떨어집니다. 가족이며 곧 이전에 언급 한 Wile E. Coyote의 시체를 포함하는 큰 찌그러짐 표시가 될 것입니다.

매우 제한된 이해를 가지고 있음에도 불구하고 중력은 무한히 부활하는 코요테를 죽이는 것뿐만 아니라 우리의 발을 땅에 유지하고 지구를 우리 태양 주변의 올바른 지점에 유지하는 데 매우 놀라운 힘입니다. 중력으로 인한 힘은 모든 속임수를 가지고 있으며 우주 거리를 가로 질러 도달합니다. 그러나 가장 좋은 방법 중 하나는 천문학을 위해 먼 물체를 확대하여 렌즈처럼 작동하는 방법입니다.

일반 상대성 이론 덕분에 질량이 주변 공간을 휘게한다는 것을 알고 있습니다. 이 이론은 또한 공간과 시간의 곡률을 따라 이동하는 빛의 부작용 인 중력 렌즈 (gravitational lensing)를 예측했습니다. 여기에서 거대한 물체 근처를 통과하는 빛이 질량쪽으로 약간 편향됩니다.

1919 년 일식 동안 Arthur Eddington과 Frank Watson Dyson이 처음 관찰했습니다. 태양에 가까운 별들은 위치에서 약간 벗어난 것처럼 보였고, 별에서 나오는 빛이 구부러진 것을 보여 주며 예상 된 효과를 보여주었습니다. 이것은 퀘이사와 같은 먼 물체의 빛이 은하와 같은 가까운 물체 주위로 반사 될 수 있음을 의미합니다. 이것은 퀘이사의 빛을 우리 방향으로 집중시켜 더 밝고 더 크게 보이게 할 수 있습니다. 따라서 중력 렌즈는 먼 물체를 관찰하기 쉽게 만드는 일종의 돋보기 역할을합니다.

이 효과를 사용하여 기존의 망원경으로 가능했던 것보다 우주를 더 깊이 들여다 볼 수 있습니다. 사실, 지금까지 관측 된 가장 먼 은하, 빅뱅 이후 몇억 년 만에 관측 된 은하들은 모두 중력 렌즈를 사용하여 발견되었습니다. 천문학 자들은 중력 마이크로 렌즈를 사용하여 다른 별 주변의 행성을 탐지합니다. 전경 별은 배경 별의 렌즈 역할을 합니다. 별이 밝아지면 행성이 있음을 나타내는 추가 왜곡을 감지 할 수 있습니다. 아마추어 망원경조차도 그것을 발견 할 수있을만큼 민감하며 아마추어는 정기적으로 새로운 행성을 발견하는 데 도움을줍니다. 불행히도 이러한 정렬은 한 번만 발생하므로 일회성 이벤트입니다.

아인슈타인 고리로 알려진 특별한 상황이 있는데, 더 먼 은하가 근처 은하에 의해 완전한 원으로 뒤틀리는 경우입니다. 현재까지 몇 개의 부분적인 고리가 발견되었지만 완벽한 아인슈타인 고리는 발견되지 않았습니다.

중력 렌즈는 또한 우리가 우주에서 보이지 않는 것을 관찰 할 수있게합니다. 암흑 물질은 자체적으로 빛을 방출하거나 흡수하지 않으므로 직접 관찰 할 수 없습니다. 우리는 사진을 찍고 "이봐, 암흑 물질!"이라고 말할 수 없습니다. 그러나 그것은 질량이 있고, 그것은 중력 적으로 렌즈 빛이 그 뒤에서 시작될 수 있음을 의미합니다. 그래서 우리는 우주의 암흑 물질을 매핑하기 위해 중력 렌즈 효과를 사용했습니다.

이 그림은 중력 렌즈가 어떻게 작동하는지 보여줍니다. 큰 은하단의 중력은 너무 강해서 그 뒤에있는 먼 은하의 빛을 구부리고 밝게하고 왜곡합니다. 그 규모는 실제로 크게 과장되었고, 먼 은하는 훨씬 멀고 훨씬 작습니다. 크레딧 : NASA, ESA, L. Calcada

중력 렌즈 : 천문학 자들은 Einstein & rsquos 망원경을 사용합니다.

과학자들은 우주의 구성을 결정하기 위해 우주를 과학적 & ldquo 도구 & rdquo로 활용하고 있습니다.

시카고 대학의 Evalyn Gates는이를 'ldquoEinstein & rsquos 망원경'이라고 부릅니다.이 기기는 실제로 일종의 자연 망원경 역할을하는 중력 렌즈 현상입니다. *

알버트 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 기반으로하지만 그 효과는 쉽게 입증됩니다. Gates는 와인 잔 바닥을 통해 빛을보고 그로 인한 빛 왜곡을 볼 것을 권장합니다.

& ldquo 아인슈타인 & rsquos 망원경은 우주 자체를 렌즈로 사용하고 있습니다.이 렌즈를 통해 너무 희미 해 보이지 않는 은하를 찾을 수 있습니다. & rdquo 대학의 Kavli 우주 물리학 연구소 조감독 인 Gates는 말합니다.

아인슈타인의 첫 번째 잉크

오래 전에 아인슈타인은 일반 상대성 이론의 결과 인 중력 렌즈의 잠재적 존재를 인식했습니다. 일반 상대성 이론에 따르면 천체는 시공간에 보조개를 만들어 뒤쪽에서 이동하는 빛을 구부립니다.

아인슈타인은 전경 별의 중력 영향이 이론적으로 거의 바로 그 너머에있는 다른 별의 빛을 굴절시켜 배경 별의 두 이미지를 생성 할 수 있음을 깨달았습니다.

& ldquo 중력 렌즈는 사물을 확대하고 여러 이미지를 만들고 이미지의 모양을 왜곡하므로 실제로 돋보기로 사용할 수 있습니다.

그러나 그 효과가 감지하기에는 너무 약하다는 가정하에 아인슈타인은 즉시 그 중요성을 무시했습니다. ldquo 그가 예상하지 못한 것은 무엇보다도 망원경 기술의 놀라운 도약이었습니다.

보이지 않는 것을보고

천문학 자들은 이제 중력 렌즈를 사용하여 암흑 물질과 암흑 에너지의 흔적을 찾는데, 이는 가장 큰 현대 과학 신비 중 두 가지입니다.

중력과 반대로 작용하는 암흑 에너지는 우주의 지배적 인 힘입니다.

&ldquoWe can&rsquot see dark energy directly by any means, but we&rsquore looking for how it has sculpted the matter distribution of the universe over the past few billion years, since it&rsquos been the dominant factor, and also how it has affected the rate at which the Universe is expanding&rdquo Gates says.

And gravitational lensing is essentially the only method astronomers have for tracing out the web of dark matter that pervades the Universe, and determining how dark energy has impacted the evolution of this web. &ldquoIt&rsquos really hot scientifically,&rdquo she says.

Like dark energy, dark matter is also invisible. It accounts for most of the matter in the universe, but exactly what it is remains unknown. Scientists only know that dark matter differs significantly from normal matter (which is essentially composed of protons and neutrons) that dominates everyday life.

&ldquoWhat we&rsquore made of is just about five percent of everything that&rsquos in the universe,&rdquo Gates says.

In 1990s scientists wondered if a significant quantity of dark matter in the halo consisted of MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Objects) &ndash faint objects such as dim stars, Jupiter-sized planets or stellar-mass black holes that are all composed of normal matter but hard to see.

Gates and her collaborators were among the researchers who used gravitational lensing to search for MACHOs within the halo of the Milky Way galaxy.

&ldquoWe have seen MACHOs &ndash but what we found is that they make up at most a small fraction of the galactic halo,&rdquo Gates said.

A look into galaxies past

Scientists also use galaxy clusters as gravitational lenses to probe 13 billion years back into the history of the universe. &ldquoThey&rsquore seeing some of the very first galaxies,&rdquo she says.

Gravitational lensing offers astrophysicists a tool comparable to magnetic resonance imaging and computing tomography, which have provided health professionals with unprecedented new views of the human body.

&ldquoGravitational lensing is going to allow us to image the universe in ways that wouldn&rsquot have been possible even 50 years ago,&rdquo she says.

During the 20th century, quantum mechanics and general relativity radically altered scientists&rsquo view of the universe, Gates says. Investigations of dark matter and dark energy may do likewise.

&ldquoIt may lead us to another revolution in our understanding of the most fundamental aspects of the universe, time, matter, and energy.&rdquo

*Gates&rsquos new book, Einstein&rsquos Telescope: The Hunt for Dark Matter and Dark Energy in the Universe, explains how it works.

Story Source:

Materials provided by University of Chicago. Note: Content may be edited for style and length.


Title: Phase effects from strong gravitational lensing of gravitational waves

Assessing the probability that two or more gravitational wave (GW) events are lensed images of the same source requires an understanding of the properties of the lensed images. For short enough wavelengths where wave effects can be neglected, lensed images will generically have a fixed relative phase shift that needs to be taken into account in the lensing hypothesis. For non-precessing, circular binaries dominated by quadrupole radiation these lensing phase shifts are degenerate with either a shift in the coalescence phase or a detector and inclination dependent shift in the orientation angle. This degeneracy is broken by the presence of higher harmonic modes with |m| ≠ 2 in the former and |m| ≠ l in the latter. The presence of precession or eccentricity will also break this degeneracy. This implies that a lensed GW image will not necessarily be consistent with (unlensed) predictions from general relativity (GR). Therefore, unlike the conventional scenario of electromagnetic waves, strong lensing of GWs can lead to images with a modified phase evolution that can be observed. However, we find that templates with a shifted orientation angle remain a good approximation, with signal-to-noise ratio differences of less than 1% for mass ratios up to 1/18,more » and less than 5% for precession parameters up to 0.5 and eccentricities up to 0.4. We conclude that an optimal strong lensing search strategy would incorporate phase information in all stages of the identification of strong-lensing, with an exact treatment in the final assessment of the probability of multiple lensed events. Here, this work clarifies the role that strong lensing plays in the phase evolution of GWs: how it can lead to apparent deviations from GR, how it can affect the detectability of GW events, and how it can be exploited to help identify cases of strong gravitational lensing of gravitational wave sources. & laquo 이하


Title: PICS: Simulations of Strong Gravitational Lensing in Galaxy Clusters

Gravitational lensing has become one of the most powerful tools available for investigating the “dark side” of the universe. Cosmological strong gravitational lensing, in particular, probes the properties of the dense cores of dark matter halos over decades in mass and offers the opportunity to study the distant universe at flux levels and spatial resolutions otherwise unavailable. Studies of strongly lensed variable sources offer even further scientific opportunities. One of the challenges in realizing the potential of strong lensing is to understand the statistical context of both the individual systems that receive extensive follow-up study, as well as that of the larger samples of strong lenses that are now emerging from survey efforts. Motivated by these challenges, we have developed an image simulation pipeline, Pipeline for Images of Cosmological Strong lensing (PICS), to generate realistic strong gravitational lensing signals from group- and cluster-scale lenses. PICS uses a low-noise and unbiased density estimator based on (resampled) Delaunay Tessellations to calculate the density field lensed images are produced by ray-tracing images of actual galaxies from deep Hubble Space Telescope observations. Other galaxies, similarly sampled, are added to fill in the light cone. The pipeline further adds cluster member galaxies and foreground starsmore » into the lensed images. The entire image ensemble is then observed using a realistic point-spread function that includes appropriate detector artifacts for bright stars. Noise is further added, including such non-Gaussian elements as noise window-paning from mosaiced observations, residual bad pixels, and cosmic rays. Overall, the aim is to produce simulated images that appear identical—to the eye (expert or otherwise)—to real observations in various imaging surveys. & laquo 이하