На VLTI получили интересный результат.

Обычно при фотометрическом микролинзировании измеряется общий блеск всех изображений источника. Все эти дуги, кресты Эйнштейна и тп., хорошо нам известные по линзированию на внегалактических объектах, в случае микролинзирования не видны. Однако интерферометрические наблюдения позволяют это сделать. Это уже удалось в случае одиночной линзы и источника. В этом случае все просто, и обычно хватает предположения о двух точечных изображениях. В случае двойной линзы все сложнее.

Детальное моделирование позволило выделить самое вероятное решение, описывающее данные наблюдений. Линза состоит из двух красных карликов, между которыми 7.4 а.е., а сама система находится в 2.3 кпк от нас. Массы звезд 0.25-0.26 солнечных.

Большой обзор, куда попали и теоретические основы, и методы, и ключевые открытия, и планы на будущее. Планы, в первую очередь, связаны с ожидаемым в 2026 г. запуском телескопа Роман.

Важная особенность данного метода - возможность открывать планеты на широких орбитах. Здесь данный метод вне конкуренции. Поэтому он и важен. Кроме того, очень интересна возможность поиска одиночных планет. Для старых и/или маломассивных объектов это единственный доступный метод. Так что очень ждем Nancy Grace Roman Space Telescope.

Наблюдения линзированных сверхновых в первую очередь интересны как инструмент для получения космологических параметров. Впервые такую идею предложил в 1964 г. Рефсдал, но только полвека спустя удалось открыть первую линзированную сверхновую. Сейчас их известно всего несколько штук, но число растет. А с вводом в строй LSST открытия поставят на поток. Это позволит, в частности, провести независимое измерение современной постоянной Хаббла с точностью около 1%.

В обзоре кратко, но понятно и емко описаны методы, задачи, полученные результаты и тп.

Название статьи слегка вводит в заблуждение, но статья важная. Итак.

Представлены результаты обработки 20 лет поисков событий микролинзирования в направлении Магеллановых облаков в рамках проекта OGLE (см. также arxiv:2403.02398). В данной статье представлены результаты по компактным темным объектам в гало, особенно по массивным, которые должны давать длинные события. Нет событий с длительностью более года. Это дает более жесткий предел на вклад черных дыр примерно звездной массы в темное вещество. Но, что более важно, на мой взгляд, это закрывает значительный вклад слияний первичных черных дыр в статистику гравитационно-волновых событий. (О самих первичных черных дырах см. свежий небольшой обзор arxiv:2403.02907)

Поясню, почему название немного обманчиво. Потому что речь не идет о том, что черных дыр в гало совсем нет. Их там просто не может быть достаточно много, чтобы внести заметный вклад в темное вещество (ну и, соответственно, чтобы слияния далеких пар - не в нашей Галактике - таких черных дыр вносили заметный вклад в статистику слияний).

В обзоре даны и основы теории, и результаты наблюдений, и выводы из них, касающиеся как обычных экзопланет, так и "свободно плавающих", т.е. одиночных, не "привязанных" к звездам. И, конечно, описаны планы на будущее. Новые космические проекты принесут большой урожай в конце 2020х.

В Архиве появляются white papers, в которых обсуждаются различные идеи по поводу ключевых научных задач телескопа Роман. Напомню, что это 2.4-метровый космический телескоп, который в скором времени должен быть выведен на орбиту (2027 год, скорее всего). В сравнении с Хабблом у него большое поле зрения, т.е. он несколько "обзорный". Многие ключевые задачи связаны с наблюдением гравитационного линзирования (и фотометрического, и астрометрического). В данной статье обсуждается, как лучше этими методами искать одиночные черные дыры звездных масс и измерять их характеристики.

Поиск черных дыр не относится к числу самых первоочередных задач инструмента. А вот поиск одиночных объектов планетных масс - относится. Поэтому пока многие аспекты наблюдательной программы оптимизируют под панетные поиски. В данной статье авторы обсуждают, что можно увидеть в рамках программы наблюдений, оптимизированной под поиск тел планетных масс, и как можно модернизировать программу, чтобы получить больше данных по черным дырам. Если будут сделаны небольшие изменения в программе обзора балджа Галактики, то можно ожидать обнаружения сотен одиночных черных дыр (и десятков нейтронных звезд). Это, конечно, было бы важным результатом.

В 1964 г. Рефсдал теоретически рассмотрел ситуацию, в которой далекая сверхновая оказывается линзированной на галактике. Если распределение масс в линзе хорошо известно, то, как было им показано, наблюдения нескольких сильно линзированных изображений сверхновой, возникающих с задержкой друг относительно друга, могут быть использованы для определения постоянной Хаббла. Сам Рефсдал не дожил до первого наблюдения, способного подтвердить его правоту.

В 2014 году с помощью Хаббловского телескопа впервые была исследована сверхновая, сильно линзированная на скоплении галактик MACS J1149.5+2223. Было предсказано, что еще одно изображение сверхновой появится в 2015м. Так оно и произошло.

В данной статье (см. также arxiv:2305.06377 тех же атворов, где приводятся некоторые важные детали) авторы используют детальные модели скопления и на основе непростых расчетов получают значения современной постоянной Хаббла.

К сожалению, ожидаемая точность 1.5% не достигнута, потому что есть неясности с моделью линзы. Весь диапазон значений, полученный авторами, примерно 60-70 км/с/Мпк. Правда, для лучших моделей диапазон немного уже, но все равно - внести ясность в спор о современном значении постоянной Хаббла не очень получается. Значение немного ближе к тму, что дает Планк, но все-таки слегка в середине обсуждаемого диапазона и с неопределенность больше 5%. Может быть повезет, и будет еще одно такое событие. Или модель распределения массы в линзе удасться улучшить, доведя точность до 1.5% (что уже определяется собственно наблюдениями сверхновой).

Тройные системы не редкость, но с помощью микролинзирования такую открыли впервые. В системе три небольшие звезды: 0.11, 0.24 и 0.47 солнечных масс. Система довольно компактная (полуоси орбит порядка 4 а.е.), что не удивительно, т.к. очень широкую таким методом и не открыть.

Кривая линзирования красивая - как в учебнике. Раз пик, два пик, три пик.

Микролинзирование дает мгновенную картину в проекции. Интересно понять истинную архитектуру системы и исследовать ее устойчивость.

С помощью хаббловского телескопа удается разглядеть отдельные звезды в галактика на красных смещениях больше единицы. Помогает гравитационное линзирование. Звезды сами по себе должны иметь высокую светимость, но линзирование усиливает их блеск в сотни или даже тысячи раз.

Такие наблюдения позволяют получить прямые данные о верхней части распределения звезд по массам. В скором времени JWST позволит получить больше подобных данных.

Во времена, когда Джеймс Вебб уже на орбите, а LSST и телескоп Роман - на подходе (а затем и Euclid), вполне актуально сделать подробный обзор по сильному линзированию на галактиках. Это и сделано.

Затронуты все ключевые вопросы: от исторического введения до приложений в космологии. Последнее весьма важно, потому что многие космологические параметры можно измерить по анализам изменений линзированных изображений (про это отдельно см. arxiv:2210.10833).

Интересная связь данных по линзированию с результатами моделирования типа IllustrisTNG.

Авторы анализируют данные большого обзора по наблюдению микролинзирования и приходят к интересным выводам.

Как известно, кроме планет, обращающихся вокруг звезд, есть свободно-летающие планеты. Часть из них (самые массивные) могли образоваться сами по себе, как бурые карлики. Часть должна была формироваться в планетных системах, а затем выбрасываться в результате взаимодействия (в частности, межзвездный астероид Оумуамуа именно так и появился). Возникает вопрос: а каких планет больше - связанных или свободных?

Ответ мы так и не знаем, но данная статья дает хорошие аргументы в пользу того, что свободно-летающих планет больше. Собственно, результат состоит в том, что в события линзирования заметный вклад вносят легкие (планетных масс) объекты, причем в таких событиях мы не видим эффект от присутствия звезды (такие события и линзирование на звездах как раз и разделяет "эйнштейновская пустыня"). Если все такие события приписать свободно-летающим планетам, то они получаются более многочисленными, чем планеты, оставшиеся в системах.

Есть, правда, одно "но". По имеющимся данным трудно, практически невозможно, отличить планету на широкой (более 10-15 а.е.) орбите от свободно-летающей. Так что, если большинство планетных систем похожи на Солнечную, где есть Уран и Нептун, то основную долю зарегистрированных событий можно объяснить ими. Правда, есть основания думать, что в этом смысле Солнечная система не типична. И тогда свободно-летающие планеты на коне.

Т.о., несмотря на очень интересный и важный результат вопросы остаются. Но, видимо, в ближайшие годы (с запуском телескопа Роман и вводом в строй других установок) с этим все-таки разберутся.

В прошлом месяце я уже писал о другой статье, посвященной этому же объекту. Теперь вторая группа наблюдателей выкладывает результаты своей обработки хаббловских наблюдений. У этой группы значение массы компактного объекта получается чуть ниже: от 1.6 до 4.2 массы Солнца. Т.о., это или массивная нейтронная звезда, или относительно легкая черная дыра, чья масса соответствует "провалу" между массами нейтронных звезд и типичными массами черных дыр (5-10 солнечных) в двойных системах нашей Галактики.

Проводя на Хаббловском телескопе наблюдения события длинного микролинзирования, авторы обнаружили в дополнение к фотометрическому эффекту и астрометрический. Это первое такое наблюдение и самый надежный результат по идентификации одиночной черной дыры. Масса черной дыры 6-8 масс Солнца. Интересно, что также удалось померить двумерную проекцию скорости. Получилось 45 км в сек, что указывает на небольшой кик при рождении (хотя можно и динамические причины придумать).

Само событие фотометрического линзирования наблюдалось в 2011 г., но понадобилось 6 лет наблюдений, чтобы получить астрометрический результат. Наверное, в недалеком будущем Gaia даст много таких данных.

Уже давно были проделаны оценки, показавшие, что примерно один гамма-всплеск из тысячи может быть заметно линзирован. И уже десятилетия идет поиск таких событий. Время от времени кто-то кричит: "Эврика!". Но остаются сомнения. Вот еще один кандидат.

На этот раз авторы использовали исключительно каталог всплесков спутника Ферми. Если очень хороший кандидат. Двойной всплеск. Между пиками 33 секунды. Спектры двух пиков очень похожи, как в общем-то и структура. Если описывать это точечной линзой, то масса будет около миллиона солнечных. Это может быть черная дыра, может быть шаровое скопление. Хотя, по статистическим свойствам они не очень и подходят. В общем, очередной кандидат с непонятками. Про других кандидатов можно прочесть во введении статьи.

Часто спрашивают, могут ли гравитационные волны гравитационно же линзироваться. Да, могут. И соответствующие сигналы ищут. Но пока не нашли. В статье детально рассказано, как это делается, и почему найденные потенциальные кандидаты пока отбрасывают.

Часто спрашивают, могут ли гравитационные волны гравитационно же линзироваться. Да, могут. И соответствующие сигналы ищут. Но пока не нашли. В статье детально рассказано, как это делается, и почему найденные потенциальные кандидаты пока отбрасывают.

Авторы уверяют, что обнаружили первый линзированный гамма-всплеск. Причем, линзирование произошло на черной дыре с массой несколько десятков тысяч солнечных. На самом деле, тут остается много вопросов. Но результат явно будет обсуждаемым.

Самая маломассивная планета, открытая с помощью метода микролинзирования. Она почти в 100 000 раз легче своей звезды. Масса звезды 0.3-0.6 солнечных. Планета получается 1.4-3.1 массы Земли. Планета видна в 1.4-3.1 а.е. от звезды.

Часто в лекциях говоришь, что "а вот это пока невозможно". Мне нравится читать и рассказывать о новых результатах, которые делают "это" возможным.

В данном случае речь идет о том, что с помощью адаптивной оптики удалось увидеть звезду с экзопланетой, являющуюся гравитационной линзой. Обычно мы приговариваем, что метод линзирования как метод открытия экзопланет, обладает тем недостатком, что есть большие неопределенности в расстоянии и скорости звезды-линзы, и вообще - мы ее не видим. Теперь видим.

Наблюдения с адаптивной оптикой на телескопе Кека позволили выделить звезду-линзу на фоне звезды-источника. Это позволило увидеть смещение звезд друг относительно друга. Теперь есть и расстояние, и скорость, и даже оценка массы (по спектральному классу). Это позволяет радикально уточнить оценку массы экзопланеты.

Коллаборация OGLE представила потрясающий результат. Они зарегистрировали самое короткое событие микролинзирования: длилось менее часа. Анализ показал, что (с учетом неизвестного расстояния до линзы) наилучшим образом данные описываются, если линзой является объект с массой порядка массы Земли или Марса. Поиск возможной материнской звезды ничего не дал. Так что наиболее вероятно, что это одиночная планета, выброшенная из системы, в которой возникла. Хотя, конечно, возможны и другие интерпретации. В частности, наверняка появятся люди, которые скажут, что это первичная черная дыра :) (в самое статье такая возможность даже не упоминается).

Впервые удалось достаточно точно измерить массу гравитационной линзы с помощью совместных измерений со спутника (Спитцер) и наземного интерферометра (VLTI-GRAVITY). Получилось, что это оранжевый карлик в 430 пк от нас. Увидеть звезду напрямую модно будет через несколько лет.

Вообще, массы гравлинз и раньше измеряли. Но демонстрация новой методики важна, т.к. тут в принципе можно измерить массу темной линзы, т.е. компактного объекта (белый карлик, нейтронная звзеда, черная дыра) или планеты.

Гравитационное линзирование позволяет получать удивительные результаты в деле изучения экзопланет, и в вопросах, связанных с аккрецией на сверхмассивные черные дыры. А если эти две тематики объединить? Получится еще интереснее!

Исследования линзированных квазаров позволяют выявить изменения в параметрах спектральных линий от аккреционных дисков, что связано не с какими-то процессами внутри этих течений, а с гравитационным линзированием на небольших объектах в галактике-линзе. Моделирование позволяет определить массы линзирующих объектов. И в некоторых случаях они оказываются в планетном диапазоне.

Наблюдения двух квазаров на Чандре позволили выявить изменения в линии железа, а затем оценить массы линзирующих объектов. Они лежат в диапазоне от массы Луны до массы Юпитера. Это должны быть одиночные объекты (т.е., не экзопланеты в прямом смысле, а "свободно летающие объекты планетной массы"). Т.о., у нас есть возможность изучать статистику подобных тел в далеких-далеких галактиках.

Авторы дают новые ограничения на количество первичных черных дыр по данным по микролинзированию. Особенно жесткие пределы даны для диапазона масс от одной миллионной до одной тысячной массы Солнца. Однако также авторы показывают, что шесть ультракоротких события, зарегистрированных OGLE, могут быть связаны как раз черными дырами земной массы. Это не противоречило бы ряду оценок (черные дыры отвечали бы всего за 1% темного вещества). Правда, объяснение этих событий просто свободно летающими планетами (которых в Галактике должны быть многие миллиарды) выглядит естественнее.

См. также arxiv:1901.07803, где рассматриваются ограничения на число первичных черных дыр, их возможный вклад в темное вещество, а также их роль в формировании структуры.

Обнаружен самый далекий линзированный квазар (вообще же самый далекий квазар находится на z=7.54). К тому же он самый яркий на z>5.

Вообще, эта группа представила пачку статей по идентификации далеких квазаров. В работе arxiv:1810.11925 рассказывается об открытии квазара на z>7. Это один из самых далеких надежно идентифицированных квазаров. В статье arxiv:1810.11926 представлены результаты по поиску квазаров в эпоху реионизации на 6.4 < z < 6.9. А в arxiv:1810.11927 - по большой выборке квазаров на z~5.5 (т.е., сразу после окончания эпохи реионизации).

С помощью прибора GRAVITY на VLT впервые удалось измерить расстояние между двумя изображениями звезды-источника при событии микролинзирование. Помогла интерфрометрия и некоторые особенности самого события.

Событие очень яркое (его и открыли любители). Блеск возрос с менее чем 14 величины до более чем 12.5. Данные VLT позволили измерить угловой радиус конуса Эейнштейна. Вместе с будущими данными Gaia это позволит определить все параметры линзы, несмотря на то, что она не видна. Это важно, т.к. открывает путь к изучению свойств темных линз (а ими могут быть не только слабые звезды, но и нейтронные звезды и черные дыры, что весьма интересно). Конечно, массовыми такие измерения пока не станут. Тем не менее.

Красивый результат. Напрямую по данным о гравитационном микролинзировании получена масса ближайшей звезды - Проксимы Центавра. Было предсказано два события линзирования: в 2014 и 2016 гг. Наблюдения проводились на VLT с помощью прибора SPHERE. По данным 2016 г. удалось получить достаточно точный результат: 0.15 масс Солнца с ошибкой около 40%.

Результат тем более важен, что у Проксимы есть небольшая планета в зоне обитаемости. До этого оценки массы звезды основывались только на спектральных данных. Новая оценка совпадает со старой (0.12+/-0.2) в пределах ошибок. Но смещение оценки массы на 20% пропорционально увеличивает массу планеты (вместе 1.27 масс Земли - 1.56 земных масс).

Замечу, что речь идет о т.н. астрометрическом микролинзировании. Т.е., это не фотометрические измерения изменения блеска звезды-источника, а высокоточные измерения положения центроида ее изображения.

Также в ближайшем будущем будут представлены результаты мониторинга того же события 2016 г. на Космическом телескопе им. Хаббла, который проводился другой группой ученых.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.

Наблюдения сильного гравитационного линзирования для достаточно хорошо изученных источников могут являться тестами ОТО. анализ таких данных может позволить измерить параметр гамма на больших масштабах. Этим и воспользовались авторы.

Дело в том, что важно не только измерять параметр гамма в Солнечной системе или, скажем, в двойных пульсарах. Некоторые альтернативные модели дают вариацию гамма в зависимости от масштаба. Так что измерение параметра для внегалактических источников весьма актуально.

Метод не впервые применяется, но в этот раз заметно повысилась точность. Как можно догадаться, данные и анализ показали, что параметр (в пределах ошибок) соответствует значению в ОТО. Проверены масштабы порядка кпк. Соответственно, удается отбросить некоторые альтернативные модели.

Заголовок я перевел коряво, но работа интересная.

Используя гравитационное линзирование авторы попытались определить массу сверхмассивной черной дыры в центральной галактике скопления MACS J1149.5+2223 на z=0.54. Линзируется далекая (z~1.5) галактика. Все удалось, масса черной дыры составляет несколько миллиардов солнечных, как и предполагалось. Но вот что интересно. Дыра смещена относительно центра галактики более чем на 4 кпк! Это могло произойти из-за "отдачи" (эффект гравитационно-волновой ракеты, см. также тут и видео здесь) при слиянии с другой дырой, произошедшем 30 млн лет назад. Правда, не исключено, что данные можно объяснить и иначе. Возможно, линзирует не черная дыра, а очень компактная поглощаемая галактика. Но это маловероятно, т.к. не видно возмущений, которые должны вызываться из-за присутствия галактики.

См. также другую работу другой группы по другой "отскочившей" черной дыре: arxiv:1805.05251 В данном случае активное ядро галактики меняет свой спектральный тип. Авторы полагают, что это происходит с периодом 29 лет и связано с периодическим движением черной дыры в потенциале галактики. Соответственно, делаются предсказания, которые позволят проверить эту гипотезу.

А также arxiv:1805.05860, где изучается кандидат в "отскочившие" черные дыры в квазаре 3C 186. Новые данные находятся в хорошем соответствии с гипотезой об "отскоке".

Авторы демонстрируют, что 10 часов наблюдений на JWST может быть достаточно для обнаружения гало темного вещества в скоплениях галактик. Идея состоит в том, что эти гало будут заметно усиливать свет звезд в галактиках за скоплением за счет гравитационного линзирования. Это позволит получить новые важные данные по темному веществу.

Авторы показывают, что яркое событие микролинзирования содержит деталь, говорящую о присутствии планеты с массой 3-15 масс Земли. Т.е., скорее всего, она относится в сверхземлям. Если это так, то это самая близкая линза среди известных событий микролинзирования - до нее всего лишь 380 пк. Звезда, вокруг которой вращается планета, - красный карлик в четыре раза более легкий, чем Солнце.

Детальное описание удивительного проекта по картированию экзопланет, используя Солнце в качестве гравлинзы.

Правда, спутник надо будет доставить на расстояние под 600 а.е. от Солнца. Далее, попиксельно (перемещаясь в фокальной плоскости гравлинзы) аппарат будет строить изображение (что, мягко говоря, непросто). И такую штуку можно сделать только для одной планеты.

В общем, звучит фантастически. Но научно-фантастически.

Почему бы темной энергии не взаимодействовать с темным веществом? И такие модели есть! Другое дело - как их проверять. Авторы практикуются "на кошках", т.е. на данных численного моделирования, полагая, что проверку можно будет осуществить по наблюдениям свойств слабого гравитационного линзирования. И анализ показывает, что в недалеком будущем это будет возможно уже "в натуре".

Авторы дают обзор трех методов определния расстояний на космологических масштабах: задержки при гравитационном линзировании, мабрионные акустические осцилляции и картирование областей нейтрального водорода. Написано на вполне обзорном уровне, т.е. не для узких специалистов.

Впервые обнаружено линзирование двойной звезды звездой с экзопланетой. Событие получило обозначение MOA-2010-BLG-117. Планета имеет массу около половины юпитеринаской и обращается примерно в трех а.е. от звезды с массой около половины солнечной. До линзы 3.4 кпк, до источника - в два раза больше.

Красивый результат!

Авторы обнаружили эффект астрометрического микролинзирования. Т.е., так же как смещаются изображения звезд при их наблюдении вблзи солнечного диска при затмении, удалось пронаблюдать смещение видимых положений звезд вблизи более близкого объекта. Им был белый карлик Stein 2051B. В результате, кроме демонстрации красивого эффекта, авторы смогли измерить массу этого карлика. Она оказалась вполне заурядной - две трети массы Солнца.

Наблюдения проводились на Космическом телескопе.

Слабое линзирование - мощнейший инструмент исследования в космологии и внегалактической астрономии. С его помощью удается с хорошей точностью восстанавливать распределение плотности в скоплениях галактик и даже иногда в волокнах, соединяющих скопления в "космическую сеть".

В статье, носящей педагогический характер, подробно, но доступно разбирается сам эффект (начиная с самых основ), а затем описываются основные приложения и полученные результаты.

Но не настраивайтесь на легкое чтение: на первых 7 страницах вас ждут 58 формул. А в конце интересующихся ждет список литературы из почти что 400 наименований.

Впервые удалось открыть планету вопркг двойной звездной системы, используя данные по микролинзированию.

Линзирование часто не сразу позволяет понять, какая модель распределения масс верна. В данном случае понадобились наблюдения на Хаббловском телескопе. Они позволили увидеть звезду-источник и линзу по отдельности. Линза оказалась парой из двух красных карликов. Это позволило остановиться на одной модели. В ней присутствует панета с массой 70-90 земных, обращающаяся вокруг двойной на расстоянии раз в 40 препревышающем расстояние между звездами.

Гравитационные линзы - и правда работают, как линзы. Некоторые далекие объекты или детали в них мы можем рассмотреть только благодаря линзированию. А можно ли сделать "телескоп" с использование гравлинз? В принципе - да. Самая близкая подходящая линза - Солнце.

Как и у всякой линзы, у гравитационной есть фокус. Для Солнца он находится на расстоянии около 550 а.е. (для лучей, идущих прямо над поверхность Солнца, и дальше - если лучи проходят дальше от края солнечного диска). И периодически обсуждаются проекты отправки спутника в эту точку. Сейчас такие разговоры возникли с новой силой. И соответствующая заявка будет направлена.

Перспективы впечатляют. Формально можно будет рассмотреть поверхность экзопланеты. Но, как вы понимаете, есть и сложности. Их много, и статья в основном о них.

Разумеется, такой "телескоп" не перенаведешь. Т.е., прилетев в какую-то точку, спутник сможет наблюдать один объект.

Затем, важно, что изображение, построенное гравлинзой будет большим (десятки километров, если мы говорим об экзопланетах у близких звезд). Т.е., аппарат будет видет не всю карту экзопланеты, а ее маленький кусочек. Причем, поскольку планета вращается вокруг своей звезды, у аппарата не будет много времени, чтобы, перемещаясь по фокальной плоскости, построить много изображений. Время будет исчисляться десятками секунд. Однако, все-таки перемещениями аппарата можно частично решить эту проблему, но требования к спутнику существенно возрастут.

Вдобавок, надо будет блокировать свет Солнца (ведь аппарат будет направлен прямо на него) и звезды, вокруг которой вращается экзопланета. Это (особенно второе) - нетривиальная задача.

Представлены результаты детальных наблюдений первого случая сильного линзирования сверхновой, когда в итоге (с разной задержкой) появилось четыре изображения (т.е., крест Эйнштейна). Такие наблюдения позволяют уточнить космологические параметры. А кроме того, это очень красиво!

Авторы проанализировали данные OGLE-III на предмет поиска линзирования на компактных объектах. Выделено 15 событий, в которых линзами могут быть белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Интересен вид распределения по массам: оно довольно гладкое. Т.е., нет бсуждающегося провала примерно от 2-3 до 5 масс Солнца. Конечно, статистика невелика. Но кажется, что именно данные по линзированию (т.е., ждем результатов GAIA) смогут внести ясность.

Авторы представляют данные по длинному событию микролинзирования. Оценки массы указывают на объект тяжелее 2-3 масс Солнца. Поскольку обнаружить линзу не удалось, то это или нейтронная звезда, или, скорее всего, черная дыра.

Благодаря наблюдениям на Хаббле (а также на Кеке, см. arxiv:1507.08914) впервые удалось подтвердить наличие экзопланеты по наблюдениям после события линзирования.

Звезда OGLE-2005-BLG-169L находится в балдже Галактики. В 2005 г. она проявила себя в роли гравитационной линзы, усилив блеск далекой звезды. Но детальный анализ показал, что у OGLE-2005-BLG-169L есть планета. Теперь, благодаря новым наблюдениям, удалось не только лучше изучить самы звезду-линзу, но и определить параметры ее планеты.

Масса звезды составляет около 0.7 солнечных, а планета в 13-15 раз тяжелее Земли. Она обращается на расстоянии 3-6 а.е. от звезды.

Неплохой обзор по микролинзированию. Все основные понятия и формулы понятно изложены.

Авторы детально описывают, как были сделаны эффекты визуализации вида черной дыры в "Интерстелларе", попутно расписывая всю соответствующую физику и астрофизику.

В общем-то у меня нет сомнений, что основная роль фильма в сопутствующей литературе :)

Очень красивый обзор. Картинки - прямо на елку. Авторы заявляют его как обзор "не для специалистов". Имеется ввиду "не для узких специалистов". Т.е., это все-ж-таки не науч-поп, а для "младших научных сотрудников". Но интересно: от самых от истоков додолгожданной линзированной сверхновой 2014 года.

Впервые поймали множественное изображение сверхновой, сформированное гравитационной линзой. Линзирующая галактика находится на z=0.5 в скоплении галактик MACS J1149.6+2223. Сама сверхновая, видимо, вспыхнула в галактике на z=1.5. Измерение временных задержек между разными изображениями даст очень интересную космологическую информацию.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Исследована очень интересная двойная система. Она состоит из нормальной звезды и белого карлика. Существенно, что систему мы видим с ребра (в плоскости орбиты). Это приводитт к тому, что обычная звезда линзируется на белом карлике. Это позволяет довольно точно определить массу белого карлика. В итоге можно продвигаться в изучении белых карликов и эволюции тесных двойных систем.

Красивая работа. авторы обнаружили, что Проксима Центавра - ближайшая к нам (1.3 пк) звезда, - в 2014 и 2016 гг. выступит в роли гравитационной линзы. Учитывая, что расстояние до нее хорошо известно, это даст возможность с высокой точностью определить ее массу, а также обнаружить вокруг нее экзопланеты, если они там есть.

Авторы провели необходимые тестовые наблюдения на Хаббле. Если все правильно сделать, то Космический телескоп (вместе с GAIA и VLT) позволит узнать кое-что интересное о Проксиме.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Новость буквально одной строкой: впервые увидели гравлинзирование вспышки блазара прямо в гамма-диапазоне.

В принципе, в оптике для блазаров это довольно рутинная вещь. Объект вспыхивает. Но за счет линзирования мы кроме прямого согнала чуть позже увидим еще и задержанный (который шел по другой траектории). Теперь такое видно и в гамма. Красиво!

Большой детальный обзор по слабому линзированию. Все рассмотрено подробно, на уровне формул. ОЧень полезно для студентов, аспирантов и вообще всех, кому надо в этом разобраться почти с нуля, но на серьезном уровне, чтобы работать.

Описана история изучения линзированных квазаров, представлены основные результаы, обсуждаются планы на будущее. Физика линзирования не затрагивается, упор сделан именно на данные наблюдений и то, что с их помощью удается узнать.

Авторы рассматривают интересный процесс. Все знают о транзитных планетах. Но эту ситуацию можно отмасштабировать на прохождение звезд между нами и активным ядром галактики. Красный гигант способен ослабить блеск активного ядра, встав между ним и нами. Авторы полагают, что LSST, Pan-STARRS, eROSITA смогут увидеть сигнал. Для этого надо регулярно наблюдать тысячи маломассивных АЯГ на уровне точности окло 1% в оптике и около 10% в УФ и мягком рентгене.

Всегда полезно знать, насколько разнообразными методами проверяются стандартные картины. В жанном случае речь идет о независимой проверке всякой систематики в космологических моделях. Идея состоит в том, что по временной задержке при сильном гравитационном линзировании можно довольно точно определять расстояния до объектов (точность поряда нескольких процентов, в данном случае - 6). Комбинирование данных по линзированию с данными WMAP позволяет определить параметры стандартной модели. Они находятся в хорошем согласии с тем, что дают, например, барионные акустические осцилляции, но метод-то независимый! Что хорошо.

Обзор начинается с теоретических основ, а потом перечисляются основные достижения и свежие результаты. К достижениям автор относит: 1) доказательство того, что темное вещество в гало Галактики небарионное; 2) открытие экзопланет методом микролинзирования; 3) измерение масс звезд и бурых карликов; 4) обнаружение кандидатов в одиночные черные дыры; 5) изучение звездных атмосфер за счет наблюдения потемнения к краю и звезд-гигантов; 6) изучение свойств бара Галактики. Разумеется, обсуждается и будущее этого метода.

Есть такой замечательный (очень близкий мне) жанр - resource letter, т.е. аннотированный список литературы по заданной теме. В некотором смысле, мои обзоры выполняют и такую функцию (см. сортировку по темам с выделением обзоров). Есть и специальный журнал: American Journal of Physics Resource Letters

В данном случае дана подборка по гравитационному линзированию. Начинается все с полезных обзоров по близким темам (скажем, по ОТО), популярных статей (для общего введения в тему), ну а потом идет разбитый по узким подтемам список оригинальных работ. Всего дано 140 ссылок. Не сказать, что супермного. А может это и хорошо и правильно, что их не 1140.

Существует один красивый эффект. Допустим, мы наблюдаем линзированный квазар. Т.е., на пути луча от далекого квазара есть галактика, выступающая в роли гравитационной линзы. А в этой галактике есть звезды. Так вот, становится вероятным микролинзирование квазара на звездах галактики-линзы. В оптике это регулярно наблюдается. Удивительно то, что это позволяет восстановить размер диска, видимого в разных длинах волн. По сути, можно определять структуру диска - тестировать модели аккреции. теперь это возможно и в рентгеновской области.

Очень подробный обзор по линзированию на скоплениях. Изложение разноуровневое. Т.е., можно прочесть все и понять детали на уровне всех формул и тп. Можно пропускать сложные куски, и при этом понять всю картину на более простом уровне изложения. Основное, все-таки, это данные наблюдений и выводы из них. Формул на сотню страниц текста около полусотни, и примерно столько же иллюстраций, в основном посвященных данным наблюдений.

Продолжаются совершенствоваться методики определения космологических параметров. Одним из важных инструментов является изучение линзирования реликтового излучения на различных неоднородностях. Это дает важные данные о крупномасштабной структуре, темной энергии, кривизне ... Последние данные с South Pole Telescope позволяют существенно улучшить определение базовых космологических параметров, о чем и рассказывается в статье.

Авторы анализируют данные по планетам, обнаруженным методом микролинзирования. Статистика такова: 10-20 процентов звезд имеют планеты с массой 0.3-10 масс Юпитера; холодные нептуноподобные планеты (10-30 масс Земли) есть у 30-70 процентов звезд; наконец, суперземли (5-10 масс Земли) есть у 25-95 процентов. Речь идет об орбитах размером 0.5-10 а.е.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Авторы обсуждают перспективы обнаружения одиночных маломассивных объектов в Галактике методом микролинзирования. Речь идет о массах от одной стомиллионной до 0.01 солнечной. Авторы делают оптимистические оценки, что таких объектов может быть в 100 000 раз больше, чем звезд главной последовательности. Затем они оценивают, как разные существующие и будущие проекты смогут наблюдить микролинзирование на таких источниках. Особые надежды возлагаются на спутник WFIRST. Но при этом также есть надежды на вклад Gaia, LSST, Kepler.

В лекциях подробно и понятно описано, как линзирование используется для определения космологических параметров. Доступно описаны самые передовые методы и результаты. Любой человек с нормальным высшим образованием в принципе может разобраться.

Описывается концепция спутника и его основные задачи. Аппарат предназначен для массового поиска экзопланет с массой порядка земной и меньше методом микролинзирования (массы не менее 0.1 земной, орбита не менее 0.5 а.е.). С одной стороны, микролинзирование плохо тем, что чаще всего систему невозможно изучать после наблюдения события. С другой, - только так можно быстро набрать большую статистику по планетам типа Земли в зонах обитания.

Стоимость спутника оценивается в 333 млн. долларов (без запуска). Так что проект недешевый, но и не архидорогой. Это будет метровый телескоп. Запуск возможен в 2016 году, если сейчас начать активную работу.

Полутеоретический обзор по линзированию: первые 29 страниц содержат 217 пронумерованных формул. Последующие 30 - ни одной. Желающие могут читать с 30-й. Кому 217 формул мало - еще немного есть в приложениях. А потом список литературы из более чем 500 наименований.

Гравитационное линзирование - это не только красивый эффект, но и мощный инструмент в руках астрофизиков. О том, что как можно узнать, наблюдая сильное линзирование на галактиках, подробно рассказывается в обзоре.

Автор описывает, как получают данные по массам галактик и по распределению вещества в них. Как временные задержки в поведении двух изображений линзированного объекта позволяют определять важные параметры. Как эффект линзирования позволяет увидеть далекие слабые объекты, которые иначе нельзя было бы исследовать.

Сейчас самый чувствительный метод для обнаружения легких планет на орбитах типа земной - это микролинзирование. Правда, метод имеет довольно специфические недостатки. О плюсам и минусах, и, конечно, о деталях примененеия такого способа исследования эзопланет можно прочесть в обзоре.

Подробно выписаны формулы, связанные с разными эффектами линзирования и тп. в окрестности черных дыр. В итоге имеем подробный понятный обзор от сильного специалиста.

Достаточно подробный обзор посвящен обсуждению узких мест во внегалактической астрономии и космологии, которые могут быть использованы для поиска несоответствий между стандартной моделью (ОТО+лямбдаCDM) и наблюдениями. Эти узкие места позволяют тестировать ОТО и альтернативные теории. ОТО проходит, а альтернативы вязнут. По ходу дела автор дает многие необходимые формулы и описания. В заключение описывается, что еще надо проверять (из того, что потенциально проверяемо в обозримом будущем).

Хороший короткий понятный обзор про слабое линзирование. Как оно помогает определять распределение масы в скоплениях галактик, как и что это говорит нам о темной материи и тп.

Существует очень красивый эффект микролинзирования аккреционного диска квазара на звездах в галактике-линзе. Это позволяет (конечно, модельно зависимым образом) определить размер диска. Причем, это можно сделать в разных длинах волн. Последнее позволяет дать ограничения на модель аккреции, т.к. в каждой из них есть теоретические предсказания по этому поводу.

Авторы представляют детальный анализ очередного линзированного квазара. На этот раз, по их заявлению, им удалось получить достаточно сильные ограничения на модели аккреции. Как и ожидалось, альфа-модели Шакуры-Сюняева напрямую плохо приложимы к активным ядрам (диски доминированы излучением).

Все видели причудливые картинки, созданные эффектом гравитационного линзирования (вспомним хотя бы "Чеширского кота"). Интересных ситуаций может быть много. Авторы делают попытку систематически предсказать возможные интересные конфигурации. Мне кажется, статью стоит просмотреть просто ради рисунков. В высоком разрешении они есть на странице авторов.

О том, как данные по линзированию, полученные в будущих специальных обзорах, помогут в определении космологических параметров, можно прочесть в arxiv:0904.1437.

Хороший компактный обзор по микролинзированию. Скорее даже лекция, где понятно разобраны основные вопросы. Однако обзоров много. Этот интересен еще и тем, что в конце приводится список хороших задач по линзированию с решениями. Этим материал может быть полезен и студентам, и преподавателям.

Галактики приобретают угловой момент за счет приливных воздействий в процессе формирования крупномасштабной структуры. Разумеется, параметры вращения оказывают скоррелированы с другими параметрами галактик и окружающих их структур. Все это так или иначе может проявляться в наблюдениях (в частности, в данных по линзированию). Всему этому и посвящен данный обзор. Написано отнюдь не просто.

Авторы интерпретируют событие микролинзирование MOA-2007-BLG-192 как пару из суб-звездного объекта (0.06 массы Солнца) и маломассивной планеты (5 масс Земли). Однако, по линзированию без оптического отождествления нельзя точно определить параметры, речь идет лишь о наиболее вероятных (достаточно точно определяется лишь отношение масс). С другой стороны, есть надежда все-таки увидеть линзу и исследовать ее (идут наблюдения на VLT). В любом случае, уже можно утверждать, что мы имеем дело с наиболее легким объектом, около которого есть планета. А вот является ли планета наиболее легкой из известных, покажут будущие наблюдения.

Не устаю удивляться, какие возможности дает гравитационное микролинзирование для изучения неразличимых с помощью современных приборов объектов. Идея проста, продставьте себе линзирование далекого квазара: есть квазар, есть мы, а между нами галактика, выступающая в роли линзы. Но в этой галактике есть звезды. И они могут давать эффект микролинзирования. Источником в данном случае является аккреционный диск вокруг сверхмассивной черной дыры в квазаре. В результате, мы можем получать оценки размера излучающей части диска. Это использовалось для проверки моделей диска (модель Шакуры-Сюняева хорошо подходит), для изучения корреляции размера диска с массой черыной дыры и т.д. В очередной статьей авторы изучают линзирование в рентгеновском диапазоне, что довольно нетривиально. Можно оценить размер излучающей области. Результат (менее 6 граврадиусов) налагает существенные ограничения на модели корон дисков в активных ядрах.

Слабое линзирование является "полезным" явлением, т.к. помогает, например, выявлять распределение массы в скоплениях галактик. Т.е., оно используется космологами как инструмент. В статье дается подробный обзор по этой теме. Описывается базовая теория, рассказывается, как проводятся наблюдения и их обработка. Наконец, обсуждаются сложности, пути их преодоления и будущие проекты.

Статья содержит хороший обзор по микролинзированию. Работа будет опубликована в томе, посвященном Богдану Пачинскому. Именно он в 1986 году показал, что современные ПЗС-матрицы уже позволяли проводить поиски микролинзирования. Собственно, с этой статьи Пачинского и начался бум в этой области.

Конечно, уже Эйнштейн сделал все простые оценки, связанные с микролинзированием, и показал, что вероятность события мала (в обзоре есть интересные цитаты из Эйнштейна, советую посмотреть). Затем в 1969 годы вышла статья А. Бялко в Астрономическом журнале. Но до середины 80-х поиски микролинзирования были бы делом безнадежным.

Сейчас в мире работает несколько групп, наблюдающих события микролинзирования. Основная часть обзора посвящена новым результатам. Перечислим лишь темы: наблюдения экзопланет, определение параметров линз (напомню, что измерения масс одиночных звезд впервые были осуществлены именно этим методом), исследования звездных атмосфер, микролинзирование на двойных системах.

С помощью микролинзирования вокруг звезды с массой 0.5 солнечных, находящейся на расстоянии около 1.5 кпк от нас, открыты две планеты. Массы составляют 0.71 и 0.27 массы Юпитера. Расстояния от звезды 2.3 и 4.6 а.е. Т.о., это весьма похоже на Юпитер и Сатурн в Солнечной системе.

Для анализа открытия планет понадобились данные множества обсерваторий, наблюдавшие данной событие микролинзирования (оно получило код OGLE-2006-BLG-109).

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

По данным наблюдений на Космическом телескопе и на Спитцере обнаружен интересный объект. Авторы полагают, что это яркая сильно лизнированная галактика на красном смещении 7-8. Пока это лишь кандидат - т.е., точно определить свойства галактики и красное смещение не удается. Но, если оценка будет подтверждена, то это будет самая яркая (из известных на сегодняшний день) галактика на столь большом расстоянии от нас.

Открыт красивейший случай линзирования: двойное эйнштейновское кольцо. Для этого надо, чтобы три галактики оказались почти на одной прямой.

Изображение двойного кольца. Хотя линза первоначально была открыта по данным Слоановского обзора, но качественное изображение получено уже Космическим телескопом. Справа показано увеличенное изображение, с которого убрали галактику-линзу.

Галактика, играющая роль линзы, находится на красном смещении z=0.222. Внутреннее кольцо - на z=0.609. Где находится второе кольцо точно неизвестно, но скорее всего это z=2-5.

В принципе, линзы с двумя галактиками-источниками должны встречаться не так уж редко: раз на 40-80 случаев сильного линзирования. А сильное линзирование встречается примерно раз на 200 массивных галактик ранних типов. Тем не менее, красивое двойное кольцо эйнштейна найдено впервые. Ведь для получения двух эйнштейновских колец надо, чтобы выравнивание галактик на одной прямой было очень хорошим. Неудивительно, что сделано это в рамках Слоановского цифрового обзора неба. Причем, авторам повезло: столь редкий зверь попался после обнаружения примерно 90 линз.

Разумеется, более далекая галактика линзируется не только собственно линзой на z=0.222), но и вторым (более близким, z=0.609) источником, поэтому второе кольцо шире. Так что ситуация непростая. и авторы детально ее моделируют.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

Напомню, что пока самая легкая планета (с массой порядка 5 земных) была обнаружена методом микролинзирования. Здесь, правда, нужно сделать один комментарий о методе. Мы говорим о микролинзировании, когда одна звезда линзируется другой (или аналогичным объектом: белым карликом, нейтронной звездой, черной дырой, бурым карликом и тп.). Соответственно, ученые следят одновременно за миллионами звезд-источников. Если прямо перед одной из них пролетит звезда-линза, то мы увидим возрастание блеска звезды-источника. Если у линзы есть спутник (планета), то на кривой блеска будет характерный пичок. Анализируя кривую блеска можно получить распределение вероятностей для параметров линзы (и ее спутника, если он есть). Но крайне редко удается обнаружить саму линзу! Так что несмотря на свою силу метод микролинзирования, в смысле поиска экзопланет, имеет и существенные недостатки: и звезда-линза и ее спутник чаще всего не наблюдаются после события микролинзирования, а параметры не определяются достаточно достоверно. Тем не менее.....

Тем не менее, в обозримом будущем только этот метод может позволить набрать большую статистику по легким планетам. А для этого надо много наблюдать. А для этого нужно много телескопов-роботов, совместные усилия и хорошая обработка данных. Вот это-то и является предметом статьи. Возможно, что и сами звезды-линзы удасться "выхватывать".

До чего дошел прогресс! С помощью скромных (2.2 метра) инструментов люди изучают переменные звезды в галактике Центавр А, да еще надеются на поиски микролинзирования в этой неблизкой галактике! Обнаружена 271 переменная звезда. Показана эффективность метода наблюдений.

Собственно, название отражает содержание. Небольшой обзор посвящен одному из методов поиска экзопланет. Существенно, что этот метод уже сейчас позволяет обнаруживать небольшие планеты типа Земли. Конечно, огромным недостатком метода является то, что после обнаружения события микролинзирования звезда с планетой может быть ``утеряна``. Этому посвящен эпиграф статьи, с которым я советую ознакомиться :).

Как известно, согласно теории заговора обзоры по микролинзированию были сделаны, чтобы получить данные по переменным звездам, поскольку иначе на них не дали бы денег. Это, конечно, шутка, но в каждой шутке есть доля юмора. В самом деле, именно благодаря проектам по микролинзированию мы имеем колоссальный набор данных по переменным звездам разных типов. В данной статье представлены данные по нескольким тысячам затменных двойных в Магеллановых облаках. Анализ части данных можно найти здесь.

Обзор посвящен наблюдениям линзирования в радиодиапазоне при использовании интерферометров со сверхдлинной базой.

31 Октября 2006 года японский любитель астрономии А. Таго обнаружил сильное (4.5 звездных величины) увеличение блеска одной из звезд в созвездии Кассиопеи. Оказалось, что возрастание блеска было вызвано микролинзированием. В данной статье авторы детально разбирают данное событие.

Обычно события микролинзирования ищут в богатых звездных полях. Здесь же все происходит не в направлении на близкую галактику или балдж нашей Галактики, а в обычном (бедном) звездном поле. Это первое такое событие. Кроме того, оказалось, что источником послужила близкая и яркая звезда (расстояние около 1 кпк, блеск около 11.4 величины), что не удивительно, коли уж мы разбираем такой необычный случай. Так что единым махом поставлено два рекорда для звезд-источников в событиях линзирования.

Обсудить в ЖЖ-сообществе ru_astroph.
Обсудить на Астрофоруме в Научной панораме.

По данным Слоановского цифрового обзора неба обнаружено очередное кольцо Эйнштейна. Точнее, не совсем целое кольцо, а "подкова". Наблюдения на 6-метровом телескопе в САО показали, что линзой является гигантская красная галактика.

Авторы обнаружили, с помощью автоматического обзора неба, интересное событие микролинзирования. Достаточно яркая (11 звездная величина, спектральный класс А0) и близкая (1 кпк) звезда вдруг увеличила свой блеск примерно в 40 раз (4 звездные величины), потом блеск уменьшился до прежнего значения. Причем, и подъем и спад происходили одинакого на разных длинах волн. Именно эта ахроматичность и симметрия изменения блеска говорят о том, что это линзирование.

Авторы полагают, что данный пример говорит о том, что с помощью небольших автоматических обзоров неба можно заниматься поиском маломассивных звезд, а также планет, гораздо более эффективно, чем полагали ранее.

Обычно, когда наблюдают эффект микролинзирования, то объект-линза остается неизвестным. Что-то темное и массивное пролетело между нами и источником - и все. Редко-редко удается потом рассмотреть саму линзу. Вот впервые разглядели звездочку, вызвавшую событие MACHO-95-BLG-37. Ей оказалась звезда типа Солнца (чуть меньше и холоднее, спектральный класс К2) с массой около 0.6 солнечных на расстоянии 3.5 кпк от нас.

Среди множества событий микролинзирования есть несколько, для которых оценка массы говорит о том, что линзой могла быть нейтронная звезда или черная дыра. С помощью численного моделирования авторы воспроизводят популяцию одиночных нейтронных звезд и черных дыр в Галактике и изучают вопрос о том, сколько событий микролинзирования можно ожидать от этих объектов и как они будут распределены на небе. Результаты таковы: события происходят в основном в пределах 10 градусов от направления на центр Галактики, темп событий - несколько штук в год.

Не думаю, что что-то существенное можно добавить к этому обзору по микролинзированию.

Подробный обзор, посвященный поиску планет методом микролинзирования. Как известно, несколько планет (в том числе очень интересные) уже обнаружены с помощью этой методики. Так что статья не чисто теоретическая.

Как известно, гроб забивают не одним гвоздем.

Не смотря на то, что сами авторы гипотезы о том, что пара галактик CSL-1 является результатом линзирования на космической струне, уже отказались от своего первоначального предположения, и сделали это именно благодаря наблюдениям на Космическом телескопе, появилась еще одна статья, авторы которой "закрывают" возможность того, что мы имеем в данном случае дело с космической струной.

Явственно показано, что это две разные галактики, а не два изображения одного и того же объекта.

Совсем недавно по всем лентам прошло сообщение об открытии экзопланеты с массой около 3-7 масс Земли. Открытие было сделано методом микролинзирования. В данной статье обсуждается, насколько эффективно смогут будущие проекты по микролинзированию находить планеты типа Земли в т.н. зонах обитания (т.е. на таких расстояниях от своих звезд, что условия оказываются подходящими для возникновения белковой жизни).

Результат, с одной стороны, не очень утешительный. Лишь около (на самом деле, менее) одного процента планет с земной массой из числа потенциально регистрируемых в таких обзорах будут попадать в зону обитания. Дело в том, что зона обитания слишком близка к звезде, особенно при малой массе звезды. Последнее обстоятельство как раз очень важно. Ведь маломассивных звезд больше. Если же мы рассмотрим только звезды с массой близкой к солнечной, то там все гораздо лучше.

Возможная сенсация рассосалась.

Все помнят, что несколько лет назад новостные ленты пестрели сообщениями о том, что российские и итальянские ученые открыли объект, который мог бы быть случаем линзирования на космической струне. Разумеется, сразу высказывался и разумный скептицизм.

И вот после дополнительных наблюдений стало окончательно ясно, что никакая это не космическая струна. Жаль ....

Обнаружены планета около М-карлика (масса 0.1-0.4 массы Солнца). Масса прланеты составляет 3-11 масс Земли. Расстояние от звезды - 2-3.5 а.е. Если брать не полные интервалы неопределенностей, а наиболее вероятные значения, то масса звезды - 0.22 массы Солнца, масса планеты - 5.5 масс Земли, а расстояние - 2.6 астрономических единиц.

Наблюдалось линзирование далекой звезды на описанной выше системе. Характер кривой блеска при линзировании определяется свойствами линзы. В частности, можно искать планеты с массами от массы Земли до массы Юпитера на удалении 1-5 а.е. от центральной звезды (разумеется, речь идет о типичных значениях). Расстояние от нас до линзы примерно 5.5-7.5 кпк.

Авторы отмечают, что теория образования планет как раз предсказывает, что вокруг легких звезд как раз должны наблюдаться планеты, с параметрами, соответствующими описанным.

На рисунке показано событие микролинзирования. Специально выделен пичок, связанный с планетой.

Статья, разумеется, опубликована в Nature.

Спутник GAIA позволит наблюдать отклонение света звезд в гравитационном поле Юпитера. Авторы рассматривают, какие возможности появятся в связи с этим для новых тестов Общей теории относительности. Поскольку про Юпитер много что известно, наблюдения позволят промерить кое-что интересное.

Спутник GAIA позволит наблюдать отклонение света звезд в гравитационном поле Юпитера. Авторы рассматривают, какие возможности появятся в связи с этим для новых тестов Общей теории относительности. Поскольку про Юпитер много что известно, наблюдения позволят промерить кое-что интересное.

Огромный обзор по слабому линзированию.

Со слабым линзированием мы сталкиваемся в основном в космологии. Линзами в основном выступают скопления галактик. Благодаря эффекту слабого линзирования удается реконструировать распределение масс в скоплениях, что на руку космологам, и в настоящее время эта методика активно применяется в астрономии.

Авторы продолжают исследование объекта, который считают первым примером линзы на космической струне. В данной статье показано, что два изображения спектрально идентичны на уровне достоверности 99.9%.

В результате наблюдений микролинзирования удалось определить форму звезды-источника. Точнее говоря, удалось установить ограничение на степень ее сжатия. Отношение большой полуоси к малой (считая звезду эллипсоидом) ограничено значениями 1-1.06 со средним 1.02. Т.е. на низком уровне значимости все-таки зарегистрировано сжатие.

Открыта новая гравитационная линза. Интересно тут то, что во-первых, мы видим (пусть и не идеальное) кольцо Эйнштейна, а во-вторых то, что и линза и источник находятся на больших красных смещениях. Линза имеет z=0.986, а источник z=3.773.

Популярный обзор предсказаний теорий относительности в астрофизике: гравитационное линзирование и гравитационное красное смещение, эффект Лензе-Тирринга, гравитационные волны и, разумеется, космологические эффекты.

Основная идея, лежащая в основании проекта MACHO - наличие значительной массы барионной темной материи в гало нашей Галактики в виде компактных объектов типа маломассивных звезд, планет и т.п. Авторы показывают, что эра MACHO закончилась: искомые объекты не обнаружены. Все события микролинзирования, обнаруженные в проектах MACHO и EROS, объясняются известными звездными популяциями.

У большинства гравитационных линз расстояние между изображениями невелико. "Широких" гравитационных линз, расстояние между изображениями в которых составляет несколько угловых секунд(!), известно всего несколько. CLASS B2108+213 - самый новый и "самый широкий" из этих объектов. Он был открыт и исследован в рамках радиообзора CLASS (Cosmic Lens All-Sky Survey), который проводился на VLA на частоте 8.46 ГГц и на MERLIN на 5 ГГц. Как радиоизображения, так и последующие оптические фотографии с Хаббловского телескопа, показали присутствие двух линзирующих галактик и двух изображений (одно - сильнее всего линзированное - с дугой).

Сверху изображение линзы и двух галактик в фильтре F814 Хаббловского телескопа. На этом снимке два больших изображения в центре - линзирующие галактики, внизу слева и справа сверху - линзированные изображения удаленного источника. На нижнем снимке галактики в центр были "вычтены", линзированные изображения стали видны гораздо четче, особенно дуга возле верхнего изображения.

7 лет наблюдений балджа нашей Галактики принесли 62 события гравитационного микролинзирования. На основе 42 событий, сконцентрированных в области площадью 4.5 кв.градуса удалось определить толщу для данных событий в направлении на центр этой площадки:

Кроме самой оптической толщи наблюдателям удалось определить и ее градиент, который составляет

Читайте также обзор индивидуальных событий микролинзирования astro-ph/0410341.

В работе представлены данные о 450 событиях гравитационного микролинзирования с высоким отношением сигнал/шум, зафиксированных в направлении на балдж Галактики, в ходе эксперимента MACHO с 1993 по 1999 гг.

Оценка оптической толщи относительно микролинзирования в указанном направлении получена в статье astro-ph/0410319.

Обнаружено несколько событий, источники которых принадлежат карликовой галактике Sagittarius (спутнику Млечного Пути).

В статье приведены, в качестве примеров, 3 кривых блеска линзируемых звезд. Все кривые блеска (их 564) доступны по адресу http://wwwmacho.mcmaster.ca.

В настоящее время существует проект, целью которого является обнаружение и исследование галактик на z>7 с помощью гравитационного линзирования. В этом случае скопления галактик используются как своеобразный телескоп: масса вещества скопления фокусирует свет, идущий от галактики, лежащей далеко за скоплением. В статье представлены первые полученные результаты.

Результаты сводятся к списку кандидатов. Выявление искаженных изображений далеких галактик на фоне скопления является очень трудной задачей, поэтому авторы подробно (насколько это возможно в материалах конференции) описывают методику отбора.

Самый интересный кандидат - A1835-1916, который, возможно, находится на z=10.

В 2002 и 2003 годах в эксперименте OGLE-III было зарегистрировано 851 событие гравитационного микролинзирования. 15 из них были вызваны двойными линзами, а еще 15 одиночными линзами на двойных источниках. При прохождении источника за двойной линзой он пересекает каустики, приводящие к очень высоким и узким пикам на кривых блеска. Положение каустик позволяет определить ряд параметров двойной, в частности, отношение масс ее компонентов. Из 15 двойных линз одна имела аномально малое отношение масс компонентов (q~0.005), для остальных этот параметр лежал в интервале 0.1<q<1.0. Вероятно в первом случае линзой была звезда с планетой-гигантом, а во всех остальных двойные звезды.

Очень большой и очень подробный обзор по сильному гравитационному линзированию: достаточно посмотреть на его объем и число иллюстраций. Следует заметить, что данный - глава из книги, посвященной различным "сортам" линзирования, т.о. можно ожидать появления еще нескольких обзоров.

Может ли гравитационная линза дать усиленное изображение удаленного источника, причем только одно? Теоретически - нет, гравитационные линзы всегда создают несколько изображений. Но остальные изображения могут быть очень слабыми и мы их не увидим. В качестве типичных можно рассмотреть ситуации, когда второе по яркости изображение в 10 или в 100 раз слабее самого яркого.

Для того, чтобы это произошло источник света должен быть расположен вблизи каустики, тогда одно из изображений (оно и будет самым ярким) окажется вблизи критической кривой. Усиление яркости остальных изображений при этом невелико и они оказываются во много раз слабее, чем самое яркое.

В случае строгой сферической симметрии линзы каустика (линия на которой точечный источник усиливается бесконечно) вырождается в точку в центре линзы, а изображение источника превращается в кольцо Эйнштейна. Но большинство галактик имеют эллиптическую форму (т.е. не обладают сферической симметрией). Соответствующая ситуация показана на рисунке.

На рисунке черным цветом (жирными точками на вставке в верхнем углу) выделены области в которых главное изображение оказывается в 100 и более раз ярче остальных. Более широкие области, показанные серым (и мелкими точками), соответствуют отношению яркостей в 10 раз.

C Хаббловского телескопа удалось обнаружить линзу, ответственную за событие LMC-5 в Большом Магеллановом Облаке. Это обычная звезда, карлик спектрального класса M, на расстоянии 578(+65/-53) пк от нас (определено по тригонометрическому параллаксу) и с собственным движением μ=21.39+/-0.04 mas/год. Таким образом подтверждении влияние параллакса на форму привой блеска этого события.

Около месяца тому назад в статье (astro-ph/0403025) было сообшено об открытии первой галактики с z=10 (см., например, статью на www.astronet.ru). Этот результат был получен на первом пробном этапе программы поиска линзированных объектов с z>7. В этой короткой статье дано гораздо более подробное описание данной программы поиска, ее теоретических основ, инструментов, на которых она проводится, и некоторых ее результатов.

Результаты экспериментов MACHO (по микролинзированию) позволяют утверждать, что число гравитационных линз не может объяснить все количество невидимых барионов. Но это только вывод, а в статье подробно рассмотрено как он был получен.

Гравитационное линзирование еще один метод для определения космологических параметров. В богатом скоплении Abell 2218 наблюдается столь большое число событий гравитационного линзирования (на отдельных галактиках), что эти параметры можно определять только по ним. Параметры оказываются такими:

Конечно, эти данные на противоречат независимым (и более точным) результатам WMAP.

Когда (с подачи Богдана Пачиньского) были начаты первые поиски гравитационного микролинзирования, эти события характеризовались следующим образом:

1. монохроматическое - кривая блеска не зависит от длины волны света;
2. симметричная колоколообразная кривая блеска (для нее есть точная формула);
3. одноразовость - событие не повторяется (в том же месте на небесной сфере).

Позже, когда большое количество классических событий, удовлетворяющих трем перечисленным критериям, было уже обнаружено, начали искать ситуации, в которых некоторые из этих условий могли бы нарушаться.

Монохроматичность кривой блеска может нарушаться из-за влияния эффекта потемнения диска звезды к краю или из-за того, что часть света дает линза.

Нарушение формы кривой блеска может быть вызвано двойственностью линзы. Обычно в этом случае кривые блеска получаются очень сложными из-за пересечения каустик. Другая причина - влияние параллакса - она проявляется только для самых близких линз и в самых долгих (порядка года) событиях микролинзирования. Конечный параллакс линзы делает кривую блеска слегка несимметричной.

Ненарушенным оставалось только последнее правило - события не повторялись. Оно нарушилось в событии OGLE-2003-BLG-095.

Кривая блеска события OGLE-2003-BLG-095

В этом событие четко видны два симметричных пика, разделенных интервалом примерно в 100 дней. Возможны две интерпретации подобного события:

1. это линзирование двойной звезды;
2. звезды одиночная, но линза - широкая двойная.

Обе модели хорошо описывают наблюдения - зеленая и красная кривые на рисунке. Различить их, по-видимому, не удастся из-за небольшой собственной переменности линзированной звезды.

Еще одной необычной микролинзе OGLE-2002-BLG-055 посвящена статья astro-ph/0402417. В этом классической по свойствам событии одна точка очень существенно, на 0.6 звездной величины, подскочила вверх.

Кривая блеска события OGLE-2002-BLG-055

Здесь тоже возможны две интерпретации: двойная линза у которой второй компонент - планета или двойная звезда-источник слабый компонент которой оказался гораздо ближе к лучу зрения, чем яркий.

Построено трехмерное (!) распределение массы для сверхскопления A901/2, находящегося на красном смещении z=0.16. Такой потрясающий результат достигнут благодаря изощренному анализу данных о слабом линзировании далеких источников на этом скоплении. Разумеется, основной вклад в массу дает темное вещество, а потому распределение массы по сути отражает распределение именно темной материи.

Как и положено в диссертации выписано явно много полезных формул и сделан неплохой обзор. Ну и конечно же - оригинальные результаты.

Очень важно наконец зарегистрировать гравитационно-волновые сигналы! Однако дело это очень сложное. Поэтому люди обсуждают разные (самые экзотичные) идеи о том, как число наблюдаемых сигналов можно увеличить. Забавная мысль состоит в возможности увеличения числа детектируемых всплесков за счет линзирования. В этой статье авторы тщательно исследовали этот вопрос в применении к наземным и космическим интерферометрам. К сожалению, выводы пессимистические: никакого серьезного увеличения числа всплесков не получается. Если вас интересуют технические детали и всякие подробности - пожалуйста, изучайте статью.

Это диссертация. Очень большой объем и очень много материалов. Суть ее сводится к следующему: частицы темной материи обладают очень слабы взаимодействием (может быть поэтому они до сих пор не зарегистрированы). Потоки темной материи бесстолкновительны, т.е. они свободно проходят как сквозь друг друга, так и через обычное вещество. В местах, где один из потоков "поворачивает назад", возникают каустики, которые разделяют области с разным числом взаимопроникающих потоков темной материи. Вблизи каустик плотности невидимого вещества очень сильно растет и это не может не сказаться на их свойствах как гравлинз.

Квазар, фотография которого показана ниже, линзирован, ясно видны четыре изображения. Сейчас, после проведения массовых обзоров квазаров и галактик, таких объектов известно уже достаточно много. И в данном изображении нет ничего особенного, кроме одного: расстояние между наиболее удаленными изображениями данного квазара составляет 14.62". Этот квазар, расположенный на z=1.734 линзируется не галактикой, а скоплением галактик, расположенном на z=0.68.

Авторы описывают методику обработки изображений, для получения качественных данных по гравитационным линзам. Сама статья довльно техническая, но будет интересна тем, кто занимается обработкой изображений.

Результат обработки изображения креста Эйнштейна, полученного на 1.5-метровом телескопе АЗТ-22 на Майданаке.

Еще один проект по поиску пиксельных событий микролинзирования - проект Калар Алто им.Вендельштейна (the Wendelstein Calar Alto Pixellensing Project (WeCAPP)) - начал осуществляться в 1999 году. В этом проекте ведутся наблюдения событий микролинзирования звезд Туманности Андромеды (M31). В этом проекте наблюдается пиксельное микролинзирование, т.е. звезды вне событий линзирования не видны. В данной статье сообщается об открытии двух первых возможных событий. Их кривые блеска показаны на графике.

Очень подробно с примерами из наблюдений гравитационной линзы с четырьмя изображениями Q2237+0305 показано чего можно добиться, если вместо построения фотометрической карты (распределения яркости) проводить пространственно-разрешенную спектроскопию (т.е. в каждой точке изображения строить спектр или, что то же самое, строить набор изображения линзы на разных длинах волн). Метод оказывается очень эффективным: удается избежать ситуаций вырожденной зависимости от параметров, которая часто встречалась в этой области астрофизики. Например, коэффициенты усиления излучения из области узких линий и из области широких линий квазара заметно различаются, они также не совпадают с коэффициентами для инфракрасного и радио диапазонов.

Для объекта Q2237+0305 получены ограничения на распределение в нем темной материи.

Изображения линзированного квазара Q2237+0305 в линии H (слева)
и в запрещенной линии дважды ионизованного кислорода 5007А (справа).

Слабые удаленные галактики с z>5 лучше искать в местах, где они максимально усилены гравитационным линзированием. Такое усиление может достигать 2-4 звездных величин. Однако линзированные изображения галактик очень сильно искажаются, и их становится трудно отождествить. Авторы данной заметки предлагают выделять подобные объекты с помощью анализа спектров, в которых ищется сильно смещенная линия Ly. Ниже приведен пример подобного поиска в скоплении галактик Abell 2218 (которое служит линзой).

Слева - центральная область богатого скопления галактик Abell 2218, в которой ожидаются сильные эффекты гравитационного линзирования для расположенных за ним удаленных галактик. Критические линии для объектов на z=5 показаны пунктиром, прямые линии - границы спектральных сканов. Справа - спектральные сканы, на которых кружками отмечены линии соответствующие галактикам на z=4.86, 4.92 и 5.6.

Авторы считают, что подобный метод позволит обнаруживать галактики на z>8.

Всем кто интересуется математическим аппаратом процесса гравитационного линзирования рекомендую данную статью.

Авторам удалось найти простое выражение для критических кривых двойной гравитационной линзы и на этой основе получить их параметрическое представление. То же самое удалось сделать и для каустик. Теперь можно будет легко конструировать шаблоны кривых блеска, позволяющие определять параметры линзирующей двойной системы.

Критические кривые (слева) и каустики (справа) для двойной гравитационной линзы с расстоянием между компонентами равным Эйнштейновскому радиусу. Точками даны кривые для системы с равными массами компонент, пунктиром - для отношения масс 1/4.

Гравитационное линзирование - мощный инструмент изучения распределения вещества в пространстве. Мы писали о нем неоднократно. Однако, известно всего несколько случаев, когда линзой является спиральная галактика. Один из примеров перед вами: два изображения квазара PMN J2004-1349 - результат гравитационного линзирования на лежащей на луче зрения спиральной галактике. Одно из изображений квазара просвечивает сквозь спиральную ветвь галактики-линзы (из-за этого его блеск ослабляется примерно на 3 звездных величины), что позволяет изучить распределение пыли в ее диске.

Слева и справа - два изображения квазара PMN J2004-1349, в центре - спиральная галактика-линза. Правое изображение квазара заметно ослаблено поглощением в спиральной ветви галактики. На более контрастном изображении (на увеличенном фото справа) видны еще два объекта.

Если осветить черную дыру очень ярким источником света, то откуда бы вы на нее не смотрели, вы можете увидеть рядом с ней (на расстоянии немного больше гравитационного радиуса) несколько светящихся дуг. Это лучи света, отклоненные черной дырой (как мощной гравитационной линзой) на большие углы: самой внешней и яркой будет дуга из "просто" отклоненных лучей, следующая - из лучей сделавших один оборот вокруг черной дыры, затем - два оборота и т.д.

Подобным источником света для сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути (M~4x10⁶ M_o) может служить самая близкая из обращающихся вокруг нее звезд - звезда с обозначением S2. Это массивная (M_*~15 M_o) и, следовательно, яркая звезда движется вокруг дыры на расстоянии от 130 до 1900 астрономических единиц (у нее очень вытянутая орбита).

Может быть "космическому телескопу следующего поколения" (NGST) удастся зарегистрировать описанное свечение?

Если звезда вращается, то она сама и, что более важно, ее гравитационное поле теряют сферическую симметрию. Причин здесь две: центробежные силы превращают сферическую звезду в сплюснутый эллипсоид вращения (в первом приближении), который имеет несферическое гравитационное поле. Кроме того гравитационное поле любого вращающегося тела отклоняется от сферической симметрии, поскольку в нем проявляются "гравимагнитные" силы (наиболее известный пример - поле Керровской черной дыры). Первый эффект сильнее проявляется у обычных звезд (размеры которых велики, а релятивистские эффекты, наоборот, малы), второй - у нейтронных звезд и черных дыр.

Как это проявляется при гравитационном микролинзировании?

1. Несферическая гравитационная линза создает три (а не два) изображения источника. Дополнительное третье изображение всегда расположено очень близко к линзе.
2. Вблизи линзы возникает область (каустика), при пересечении которой точечным источником его усиление достигает бесконечности.
   
   Пример каустики вблизи однородной вращающейся сферы.
   
   
3. Вращение гравитационной линзы вызывает искажение кривой блеска.

Структура изображений в гравитационной микролинзе. Красные кружки показывают положение линзируемого источника, белые квадраты - изображения создаваемые невращающейся линзой, черные квадраты - вращающаяся однородная сфера. Положение третьего изображения (показано зеленым цветом) практически совпадает с самой линзой.

В гравитационном поле вращающегося тела появляется еще один эффект - гравитационный эффект Фарадея - поворот плоскости поляризации света в результате гравитационного линзирования.

В статье обсуждаются тонкие гравитационные эффекты, возникающие при прохождении линзированных лучей (или лучей, которые испытают линзирование) вблизи двойной системы, которая, естественно, является источников гравитационных волн.

Авторы показывают, что, если луч проходит достаточно близко от двойной, то могут возникать потенциально наблюдаемые эффекты. Правда, вероятность этоочень мала (лучу надо пройти очень близко, а звезды, как известно, разбросаны довольно редко). Единственной хорошей возможность является линзирование на третьем компоненте кратной системы.

В данном обзоре проводится поиск микролинзирования В данном обзоре проводится поиск микролинзирования в направлении Туманности Андромеды. Стоит отметить, что еще 10 лет назад поиски линзирования от М31 велись в России даже без ПЗС матриц - на фотопластинках ( Сажин, Шульга, Горбатько).

Авторы представляют первые результаты обзора MEGA. Зарегистрировано 14 событий. Это немного, но предварительно можно сказать, что данные согласуются с присутствием значительной популяции компактных объектов в гало М31.

По сути дела это небольшой критический обзор по результатам и перспективам микролинзирования, написанный наверное самым компетентным в этой области человеком. В основном Пачинский пишет о своем детище - проекте OGLE, но затрагиваются и другие эксперименты.

По мнению Пачинского в ближайшие год-два мы будем иметь достоверные события микролизнирования, где в качестве линз выступают черные дыры и планеты. Автор описывает имеющиеся кандидаты, методику и эксперименты, с помощью которых кандидаты были выявлены, а также пути повышения достоверности такой информации.

P.S. Симптоматично, что Пачинский уже не первый раз пишет в astro-ph, специально указывая, что статья не направлена ни в какой журнал. Т.е. Архив сам по себе становится носителем уникальных статей не только потому, что их никуда не взяли, но и потому что автор, будучи ученым экстра-класса, считает такую публикацию вполне достаточной.

Гравитационное линзирование - мощный и популярный в последнее время инструмент исследования распределения масс в пространстве. Автор рассматривает всю цепочку масштабов, на которой наблюдается данное явление: галактики (микролинзирование) - скопления галактик - крупномасштабная структура. В обзоре дано необходимое теоретическое введение и подробно рассмотрены все популярные сегодня вопросы.

Переменность квазаров можно объяснять двумя причинами: внутренними и внешними. Внутренние связаны с природой самого квазара (например, переменный темп аккреции или неустойчивости в аккреционном диске и т.д.). Внешняя причина может быть фактически одна - гравитационное линзирование. В зависимости от характера переменности (амплитуда, время ...) это могут быть разные типы линзирования, но особенно существенным оказывается микролинзирование - пролет звезды из окружающей квазар галактики очень близко к лучу зрения. В случае внутренних причин переменности изменение светимости в разных спектральных полосах может быть различным, а общая переменность будет достаточно медленно изменяться при малых изменениях направления испускания излучения. Для линзирования же все будет не так. В (макро)линзированных изображениях квазаров должны будут наблюдаться одни и те же кривые блеска с некоторой временной задержкой. Эффект микролинзирования не зависит от длины волны излучения, кроме того он проявляется в очень узком конусе, т.е. будет виден только в одном из изображений квазара. Последние свойства более похожи на те, что наблюдаются у квазаров. Именно об этом и идет речь в статье. Однако и у этой модели есть свои проблемы, например, она не может объяснить большую долю вспышек с амлитудой >0.35^m и свойства переменности квазаров на z<1.

Слабое гравитационное линзирование напрямую связано с распределением масс во Вселенной (как видимого вещества, так и темной материи). Именно поэтому данный вопрос так привлекает космологов сегодня.

Однако, если смотреть через линзу на однородный фон, то никаких изменений заметить не удастся. Причем это утверждение совершенно не зависит от свойств линзы, она может быть собирающей или рассеивающей, стеклянной или гравитационной.

Влияние линзы можно заметить только на неоднородном фоне, при этом желательно знать как этот фон выглядел изначально, чтобы заметить появившиеся искажения. В этом смысле реликтовый фон (с его незначительными флуктуациями температуры) очень неудачный объект для подобных наблюдений. Ситуация становится существенно лучше, если у реликтового излучения наблюдается не только поток (или температура), но и поляризация.

Все эти вопросы подробно, четко и достаточно строго рассмотрены в данной работе.

За несколько лет работы эксперименты OGLE-I и OGLE-II (Optical Gravitational Lensing Experiment) открыли несколько событий гравитационного микролинзирования в направлении Магеллановых Облаков [теперь таких событий уже несколько десятков] и более сотни событий в балдже Галактики. И это все, что сделано в эксперименте "по его прямому назначению". Зато побочные продукты совершенно великолепны: открыто несколько десятков экзопланет по их прохождениям по дискам звезд, найдено несколько десятков тысяч(!) переменных звезд, большая часть из них классифицирована.

Все ли возможное извлечено из закромов данного эксперимента? Оказывается нет! Доказательством чему является каталог собственных движений 5 078 188 звезд из 49 площадок балджа Галактики, где шли наблюдения в эксперименте OGLE-II. Наблюдения велись с 1997 по 2000 г. в фильтре I (в каталоге звезды от 11 до 18 величины). Индивидуальные измерения положений в этом эксперименте не слишком точны, но за четыре года на каждую звезду пришлось от 138 до 555 наблюдений, что позволило достичь средней точности собственных движений 0.8-3.5^.10^-6 "/год.

По мере охлаждения Вселенной на очень ранних этапах её эволюции (при энергиях вблизи 10²² эВ) некоторые скалярные поля при фазовых переходах могут образовывать очень необычные конструкции - так называемые топологические дефекты - двумерные "доменные стенки", линейные "космические струны" и точечные "монополи" (не путать с магнитными монополями). Поперечные размеры этих объектов чрезвычайно малы. Для астрофизики наиболее интересными из них являются космические струны.

Одним из наиболее наглядных и легко обнаружимых проявлений космических струн является гравитационное линзирование. Оно очень сильно отличается от линзирования на компактных объектах (звёздах, галактиках и скоплениях). При линзировании на комических струнах возникают два расположенных рядом изображения линзируемого объекта без каких-либо заметных искажений формы.

Объект SLC1 (astro-ph/0302547)

До сих пор исследование космических струн было либо чисто теоретическим, либо косвенным (например, их вклад в анизотропию реликтового излучения). Но недавно появился первый кандидат в объекты линзированные космическими струнами - объект SLC-1 - посмотрите на его изображение справа.

Конечно, сразу возрос интерес к поиску таких объектов, и вот перед вами данная статья. Как искать линзированные объекты? На каких красных смещениях? Какими инструментами пользоваться? Вот некоторые из вопросов, рассматриваемых в данной статье.

Типичная геометрия линзирования
на космической струне

Этот обзор состоит из теоретической части, содержит описание методики и результаты высокоточного интегрирования распространения лучей света в пост-Ньютоновском приближении и сравнение численных и аналитических результатов. Авторы показывают, что для астрометрической точности примерно 0.2 микроарксекунды, максимально достигнутой сегодня, достаточно использовать предложенный в 1992 г. Клионером (один из авторов данной статьи) и Копейкиным подход, в котором используется хорошо известное решение задачи о распространении света в поле неподвижного тела. Для тел Солнечной системы этот же подход обеспечиваетя точность до 0.002 микроарксекунды.

Несмотря на подробное и академичное изложение, этот обзор, по-видимому, является еще одним ответом (отрицательным) на интерпретацию эксперимента Копейкина и Фомаллона. "Платон мне друг, но истина дороже".

В последнее время (вновь, после долгого перерыва) возник интерес к поиску эффектов гравитационного линзирования на космических струнах. В отличие от "обычных" гравитационных линз космическая струна является протяженным объектом, в результате чего статистические свойства получающихся изображений будут различаться. Так в области размером в 1 квадратную угловую минуту наблюдается около 100 объектов. Обычная гравитационная линза (галактика), удаленная от нас на красном смещении z~0.5, дает в такой области в среднем 0.1 линзированное изображение (т.е. мы заметим эффект только от одной их десяти потенциальных линз), а от космической струны с тем же z~0.5 ожидается около 5 линзированных изображений. Отсутствие же подобной "цепочки изображений" может служить аргументом против космической струны.

Два предельных варианта струны - прямая (слева) и случайным образом запутанная.

Если посмотреть практически в любую точку неба в мощный телескоп, то мы увидим, что оно плотно покрыто слабыми галактиками - среднее угловое расстояние между такими объектами составляет всего несколько секунд. Поэтому находящиеся на луче более близкие скопления галактик вызывают явления массового гравитационного (макро)линзирования. Это проявляется в искажении формы объектов, которые при сильном линзировании превращаются в тонкие длинные дуги ("арки"). Ниже на фотографии показан один из примеров подобного массового линзирования.

Гравитационное линзирование в скоплении галактик Abell 2218

Статистическое исследование таких явлений может служить хорошим инструментом для проверки космологический моделей (точнее для уточнения значений ряда их параметров). Для этого необходимо сравнивать наблюдаемое количество дуг и их распределение по параметрам с теоретически предсказываемым. До сих пор в подобных исследованиях широко использовались аналитические модели в которых делались два упрощающих предположения: (1) слабость гравитационного линзирования и (2) упрощенные модели распределения вещества в линзах - скоплениях галактик. Для того, чтобы отказаться от этих упрощений, приходится переходить к численному моделированию процессов линзирования.

Авторы данной работы рассмотрели два наиболее типичных усложнения модели линзирующего скопления - наличие в его центре массивной cD галактики и линзирование на сливающихся скоплениях. Их вывод заключается в том, что переход к точному моделированию повышает число дуг, получающихся в результате сильного гравитационного линзирования. Учет cD галактик повышает их число на 50%, а слияние скоплений - до порядка величины.

Причина, по которой космологические параметры влияют на частоту линзирования, достаточно понятна - в зависимости от того чем заполнена Вселенная угловые размеры галактик и скоплений по разному меняются с расстоянием (т.е. с красным смещением) - эти эффекты известны более 30 лет. Однако в последнее время все эти исследования пришлост провозить заново, во-первых, из-за появления большого количества новых наблюдательных данных по макролинзированию и, во-вторых, из-за того, что наши представления об устройстве Вселенной сильно изменились. Вселенная оказазась заполненной невидимым веществом с отрицательным давлением (так называемой "темной энергией") из-за которого ее расширение не замедляется, а ускоряется. Такое исследование проведено в работе А.Дева и Дж.С.Алканиса astro-ph/0305068. На приведенном ниже графике из этой работы показано как число линзированных квазаров меняется в зависимости от космологического параметра q, характеризующего ускорение (или замедление) ее расширения.

Это действительно полноценный обзор - 46 страниц. Наша Вселенная заполнена веществом, причем его распределение на масштабах до сотен мегапарсек - неоднородно. Такие крупномасштабные неоднородности будут вызывать отклонение лучей света, т.е. вся Вселенная в целом и каждая ее достаточно крупная часть в отдельности будут играть роль (гравитационной) линзы. Правда линзы эти будут очень "кривыми".

В обзоре дано общее введение в проблему гравитационного (макро)линзирования, а также подробно рассмотрены вопросы искажения форм галактик и точечных источников, корреляционные свойства возникающих изображений, ограничения на плотность и однородность распределения вещества и другие космологические параметры, и так далее.

Зачем нужны линзированные квазары? Ответ на этот вопрос был получен почти сразу после их открытия. Они нужны для измерения постоянной Хаббла.

Метод ее измерения не изменился за много лет: квазары - переменные объекты, их изображения, возникающие в результате гравитационного линзирования будут изменять свой блеск также как сам квазар, но с некоторой задержкой по времени. Эта задержка будет различной у разных изображений, так как лучи света проходят пути разной длины и, что важнее, движутся в различающихся по силе областях гравитационного поля линзы. Если эта задержка будет измерена, то она, совместно с информацией о расположении изображений на небе, их относительной яркости, красных смещениях и информацией о линзе (если она видна), позволит определить постоянную Хаббла даже по одному квазару! На самом деле, конечно, все оказывается сложнее. В некоторых удачных случаях решение оказывается одно, в других - несколько. В статье приведено 11 линзированных квазаров у которых эти измерения проведены. Во всех случаях одно из решений согласуется со значением постоянной Хаббла полученным другими методами.

Изображения двух линзированных квазаров

Оценки постоянной Хаббла по различным квазарам

Существенная доля небарионной или барионной темной материи галактических гало может быть заключена в Массивных Комактных Объектах (MASCOs - MASsive Compact Objects). Их основное отличие от MACHO (MAssive Compact Halo Objects), которые уже 10 лет изучают в экспериментах по гравитационному оптическому микролинзированию звезд, в массах, типичная масса MACHO примерно 0.5M_o (хотя известны и несколько событий с массами в несколько солнечных), а у MASCO - от 10 до 10000M_o. В этом случае, особенно если массы таких объектов лежат ближе к верхней границе интервала, надо совсем немного тел, чтобы в них содержалась вся масса невидимого гало. Причем обнаружить такие немногочисленные объекты будет очень трудно, несмотря на их высокую массу, но единственным способом это сделать будет все равно гравитационное микролинзирование. Авторы предлагают искать MASCOs так: при радионаблюдении линзированного далекого квазара с несколькими MASCO в гало линзирующей галактики будут вызывать микролинзирование в макролинзовых изображениях. Современная техника VLBI наблюдений со сверхвысоким угловым разрешением (VLBI - это межконтинентальная радиоинтерферометрия), позволяет из обнаруживать. Первым кандидатом на такое обследования является линзированный квазар с 4 изображениями B1422+231. Сам квазар имеет красное смещение z=3.62, а линзирующая его эллиптическая галактика - z=0.34. Авторы показывают (с помощью компьютерной модели), что при угловом разрешении 0.01 mas (mas = милли арк секунда = 10^-6 угловой секунды) можно будет обнаружить MASCO с массой выше 100M_o.

Микролинзовые явления на фоне изображений квазара

Со временем создается все более полное ощущение, что основатель эксперимента OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) мудрый Богдан Пачиньский, предвидел, что прямые результаты всех этих экспериментов будут достаточно ординарными, а побочные (добиться прямого финансирования которых было практически невозможно) - чрезвычайно интересными. Эксперимент OGLE - самый удачный из всех проводившихся экспериментов по поиску гравитационного микролинзирования - регистрирует в направлении на БМО примерно по 10 подобных событий в год. Зато за десять лет проведения этого эксперимента обнаружены и исследованы несколько десятков тысяч(!) переменных звезд. Эти измерения выполнены с высокой точностью (сейчас наблюдения ведутся на более крупном телескопе, чем в начале) и однородностью (все звезды находятся почти на одном и том же расстоянии от нас - около 55 кпк, поглощение света также одинаково). Данная статья посвящена затменным двойным - звездам, которые при движении по орбите периодически закрывают друг друга. Таких звезд на 4.6 квадратных градусах неба, исследовавшихся в 1996-2000 гг. 2580. Для их обнаружения и классификации пришлось использовать автоматическую систему обработки.

Кривые блеска некоторых открытых звезд

Просматриваемая область неба

Более подробную информацию об эксперименте вы можете найти в архиве эксперимента OGLE http://www.astrouw.edu.pl/~ogle или на его зеркале http://bulge.princeton.edu/~ogle

Подробное описание проекта MACHO и основных результатов, полученных в его рамках (напомним, что наблюдениям микролинзирования уже 10 лет! - см. astro-ph/0304252).

Сам проект MACHO собирал данные с 1992 по 1999 гг. Было получено около 100000 изображений. Поэтому обработка всего этого массива занимает очень много времени. Так что вполне уместно говорить о новых результатах, хотя наблюдения уже не ведутся. Подробно описывается "кухня" обработки данных. Обсуждаются различные неопределенности. Интересно описание поисков самих линз - т.е. тел, отклоняющих свет. Ведь на самом деле мы не очень хорошо знаем, что за объекты выступают в роли линз. Отдельно рассматриваются линзы-кандидаты в черные дыры. Сейчас есть два события, оценки массы линз которых дают нижний предел порядка 2 масс Солнца. Если бы это были обычные звезды, то мы бы видели их. Из темных объектов черные дыры наиболее подходят на роль линз в этих двух случаях. Однако, если это и правда черные дыры, то возникает другая проблема - тогда черных дыр в Галактике удивительно много. Так что, как обычно, "многое сделано, но многое еще предстоит".

Короткое (одна лекция) популярное введение в вопросы гравитационного линзирования (как макро, так и микро).

Типичная схема микролинзирования.


Линзирование на слегка сплюснутой линзе
(типичной эллиптической галактике).
Сверху - семь источников излучения, снизу - их изображения.

Микролинзирование: линза (в центре пунктирной окружности) неподвижна, источник (белые кружки) движется по прямой, два его изображения сложным образом перемещаются и меняют размеры и форму. Соотвествующая кривая блеска показана на графике сверху.

В открытии этого квазара совместились две "интересные" особенности: (1) квазар был открыт автоматически, программой, при обработке одного из самых объемных цифровых каталогов галактик SDSS, а это интересное направление сегодняшнего развития астрономии и (2) это оказался сам по себе интересный объект.

Изображение квазара состоит из 5 компонент, из которых в исходном обзоре наблюдались только 2 самые яркие. После обнаружения этого объекта в SDSS были проведены дополнительные наблюдения на 6.5 м телескопе Вальтера Бааде в обсерватории Лас Кампанас (исследование изображения) и на 10 м телескопе Keck II на Мауна Кеа (спектральные исследования). По этим данным максимальное расстояние между компонентами 1.78", красное смещение квазара - z=1.52.

На приведенном рисунке слева показана схема линзированного изображения, а справа - изображение. И там, и там отмечены компоненты квазара. Квадратами показаны линзированные изображения (их 4 - A, B, C и D), треугольником - галактика-линза (G) и кружком (D') - действительное положение квазара. Изображение D - самое яркое. Необычность данного квазара заключается в том, что самое яркое изображение D, расположенние вблизи того места, где должен был бы находиться невозмущенный квазар D' не соответствует по своим свойствам квазару на z~1.5. Однако наличие 3 оставшихся изображений, причем расположенных в "правильных" местах и с примерно равными красными смещениями, служат доказательством того, что мы видим именно гравитационную линзу. Либо это новый, ранее не известный класс "трехкомпонентных" линзированных систем, либо мы имеем дело со сложным случаем поглощения излучения одного из изображений.

Оказывается, прошло уже десять лет с тех пор как начались первые, казавшиеся тогда экзотическими, проекты по поиску микролинзирования: MACHO, EROS и OGLE. В данном обзоре вы найдете описание стандартного события (это уже не столь интересно, т.к. есть масса обзоров, книг и статей по этому вопросу), различных отклонений от него (от ахроматичности или от стандартной симметричной кривой блеска) из-за эффектов параллакса и ксалларапа, конечных размеров линзирующего тела или его двойственности. Особое внимание уделено следующим трем вопросам:

1. поиск компактных темных объектов в гало Галактики;
2. распределение барионной материи во внутренних частях Млечного Пути и туманности Андромеды;
3. изучение потемнения к краю у линзируемых звезд.

Обычно квазары окружены галактиками, точнее находятся в их центрах. Это трудно заметить, так как квазар светит во много раз сильнее, чем галактика. Для таких объектов была предложена модель интенсивной аккреции на сверхмассивную центральную черную дыру. Сегодня такая модель считается общепринятой. Но известны достаточно многочисленные системы, в которых квазар находится не в центре галактики, а рядом с ней. На фотографии показаны изофоты системы, состоящей из галактики NGC 4319 (более крупная сверху) и квазара Маркарян 205. Одно из предложенных для таких пар объяснений - гравитационное линзирование, квазар является усиленным изображением наиболее яркой части галактик (центра). На роль линзы в данной ситуации годится не всякий объект: галактики слишком протяженные, звезды дают очень короткие события. Подходящими кандидатами являются шаровые скопления в гало галактики, лежащей на луче зрения. Эта гипотеза и рассматривается автором статьи.

Гравлинзирование сейчас является одной из самых актуальных тем, т.к. слишком много вокруг нас всего невидимого, что проявляет себя только гравитационно. Это и темное вещество в космологии, и коричневые карлики в гало галактики и многое-многое другое (например, мы сейчас работаем с коллегами из Англии над расчетами астрометрического гравлинзирования на нейтронных звездах - старые нейтронные звезды тоже объекты практически невидимые!).

В работах по линзированию часто приходится сталкиваться с численными расчетами. Собственно, об этом и лекция. Автор рассматривает три основных типа задач: нахождение изображений источника и классификация изображений, распространение света при космологическом линзировании, восстановление распределения массы.

Безусловно, сама работа довольно специальная, но зато многие вещи довольно подробно "разжеваны".