중력 마이크로렌즈

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중력 렌즈
아인슈타인 고리 형식주의 강력한 렌즈 마이크로렌즈 약한 렌즈
강력한 렌즈 시스템 아벨 1689 · 아벨 2218 CL0024+17 · 글머리 기호 클러스터 QSO2237+0305 · SDSSJ0946+1006 B1359+154 · QSO 0957+561
조사 강력: CLASS/SLACS(SDSS) 마이크로: OGLE/Gaia 약점: DLS, Pan-STARRS, CFHTLS, DES, LSST, SNAP, DESTINY
v t

중력 마이크로렌즈는 중력렌즈 효과로 인한 천문학적 현상이다.그것은 행성의 질량에서 별의 질량에 이르는 물체들을 그들이 방출하는 빛과 상관없이 탐지하는데 사용될 수 있다.일반적으로 천문학자들은 많은 빛을 내는 밝은 물체(별)나 배경 빛을 차단하는 큰 물체(가스와 먼지의 구름)만 발견할 수 있습니다.이 물체들은 은하 질량의 아주 작은 부분만을 차지한다.마이크로렌즈는 빛을 거의 내지 않는 물체를 연구할 수 있게 해준다.

멀리 있는 별이나 퀘이사가 거대하고 콤팩트한 전경 물체와 충분히 일직선이 되면, 1915년 알버트 아인슈타인에 의해 논의된 바와 같이 중력장으로 인한 빛의 굴곡은 두 개의 왜곡된 이미지(일반적으로 분해되지 않음)로 이어지며, 관측 가능한 배율을 초래한다.과도 밝기의 시간 척도는 배경 '소스'와 전경 '렌즈' 물체 사이의 상대적 고유 움직임뿐만 아니라 전경 물체의 질량에 따라 달라진다.

이상적으로 정렬된 마이크로렌즈는 렌즈에서 나오는 방사선과 소스 물체 사이에 깨끗한 버퍼를 생성합니다.원거리 소스를 확대하여 표시하거나 크기 및/또는 밝기를 향상시킵니다.그것은 갈색왜성, 적색왜성, 행성, 백색왜성, 중성자별, 블랙홀, 그리고 거대 콤팩트 후광 물체와 같은 희미하거나 어두운 물체의 개체군을 연구할 수 있게 해준다.이러한 렌즈는 모든 파장에서 작동하며, 모든 종류의 전자파 방사선을 방출하는 원거리 물체를 확대하여 광범위한 왜곡을 발생시킵니다.

고립된 물체에 의한 마이크로렌즈는 1989년에 처음 검출되었다.그 이후로 마이크로렌즈는 암흑물질의 성질을 제한하고, 외계행성을 탐지하고, 멀리 있는 별에서 사지가 어두워지는 것을 연구하고, 쌍성군을 제한하고, 은하 원반의 구조를 제한하기 위해 사용되어 왔다.마이크로렌즈는 또한 갈색왜성과 블랙홀과 같은 어두운 물체를 찾고, 흑점을 연구하고, 별의 회전을 측정하고,^[3][4][5][6] 퀘이사를^[1][2] 탐사하기 위한 수단으로 제안되어 왔다.마이크로렌즈는 2018년에 관측된 ^[7][8]가장 먼 별인 이카루스를 발견하기 위해 사용되었습니다.

구조

마이크로렌즈는 중력렌즈 효과를 기반으로 합니다.거대한 물체(렌즈)는 밝은 배경 물체(소스)의 빛을 휘게 합니다.이로 인해 배경 소스의 왜곡,^[9] 확대 및 밝은 이미지가 여러 개 생성될 수 있습니다.

마이크로렌즈는 강한 중력렌즈와 약한 중력렌즈와 같은 물리적인 효과에 의해 발생하지만 매우 다른 관찰 기술로 연구된다.강하고 약한 렌즈에서 렌즈의 질량은 (은하 또는 은하단의 질량) 충분히 커서 허블 우주 망원경과 같은 고해상도 망원경으로 렌즈에 의한 빛의 변위를 해결할 수 있습니다.마이크로렌즈를 사용하면 렌즈 질량이 너무 낮아(행성 또는 별의 질량) 빛의 변위를 쉽게 관측할 수 없지만 광원의 겉보기 밝기는 여전히 감지될 수 있습니다.이런 상황에서 렌즈는 수백만 년이 아닌 몇 초에서 몇 년 사이에 광원을 지나갑니다.정렬이 변경되면 소스의 겉보기 밝기가 변경되며, 이를 모니터링하여 이벤트를 감지하고 연구할 수 있습니다.따라서, 강하고 약한 중력 렌즈와는 달리, 마이크로렌즈는 인간의 시간 척도에서 ^[10]볼 때 일시적인 천문학적 사건이며, 따라서 시간 영역 천문학의 주제이다.

강하고 약한 렌즈와는 달리, 어떤 관찰로도 마이크로렌즈가 발생한다는 것을 증명할 수 없습니다.대신 광도 측정을 사용하여 선원 밝기의 상승과 하락을 시간 경과에 따라 모니터링해야 합니다.이 밝기 대 시간의 함수를 광도 곡선이라고 합니다.일반적인 마이크로렌즈 광곡선은 다음과 같습니다.

이와 같은 전형적인 마이크로렌즈 이벤트는 매우 단순한 형태를 가지고 있으며, 추출할 수 있는 물리적 파라미터는 렌즈 질량, 거리 및 속도와 관련된 시간 척도뿐입니다.그러나 보다 비정형적인 렌즈 이벤트 형상에 기여하는 몇 가지 효과가 있습니다.

• 렌즈 질량 분포렌즈 질량이 한 점에 집중되지 않으면 특히 광곡선에 강한 스파이크가 나타날 수 있는 가성교차 이벤트가 발생할 경우 광곡선이 크게 달라질 수 있습니다.마이크로렌즈에서, 이것은 렌즈가 쌍성 또는 행성계일 때 볼 수 있다.
• 한정된 소스 크기.가성교차 이벤트와 같이 극도로 밝거나 빠르게 변화하는 미세렌즈 이벤트에서는 원시별을 아주 작은 빛의 점으로 취급할 수 없습니다. 별의 원반의 크기와 사지의 어두운 부분까지도 극단적인 특징을 바꿀 수 있습니다.
• 시차수개월 동안 지속되는 사건의 경우, 태양 주위의 지구의 움직임에 따라 정렬이 약간 변경되어 광도 곡선에 영향을 미칠 수 있습니다.

대부분의 초점은 현재 보다 특이한 미세렌즈 현상, 특히 외계 행성의 발견으로 이어질 수 있는 사건들에 집중되어 있다.

마이크로렌즈 이벤트에서 더 많은 정보를 얻을 수 있는 또 다른 방법은 이벤트^[11] 진행 중 소스 위치의 측성 변화를 측정하고 간섭계를 사용하여 ^[12]별도의 이미지를 해결하는 것입니다.마이크로렌즈 영상의 첫 번째 해상도는 VLTI([13]Very Large Telescope Interferometer)의 GRIVITY 기기로 달성되었습니다.소스의 두 이미지가 분해되지 않은 경우(즉, 사용 가능한 기기에서 별도로 감지할 수 없는 경우), 측정된 위치는 밝기에 따라 두 위치의 평균이 됩니다.이것을 중심 위치라고 합니다.예를 들어, 선원이 렌즈의 「오른쪽」보다 멀리 있는 경우, 한쪽 이미지는 선원의 실제 위치에 매우 가깝고, 다른 한쪽 이미지는 왼쪽 렌즈에 매우 가깝고, 매우 작거나 어둡습니다.이 경우 중심은 실질적으로 선원과 같은 위치에 있습니다.소스의 하늘 위치가 렌즈에 가깝고 오른쪽에 있는 경우, 메인 이미지는 실제 소스 위치의 오른쪽에 조금 더 있고 중심은 실제 위치의 오른쪽에 있습니다.그러나 선원이 렌즈 위치에 더 가까워질수록 두 이미지는 대칭이 되고 밝기가 같아지며 중심은 선원의 실제 위치에 다시 가까워집니다.정렬이 완벽하면 중심은 소스(및 렌즈)와 정확히 같은 위치에 있습니다.이 경우,^[14][15] 두 개의 이미지가 아니라 렌즈 주위에 아인슈타인 고리가 있을 것입니다.

마이크로렌즈 관찰

실제로 필요한 정렬은 매우 정확하고 예측하기 어렵기 때문에 마이크로렌즈는 매우 드문 일입니다.따라서 사건은 일반적으로 몇 년 동안 며칠에 한 번씩 수천만 개의 잠재적 근원별을 측광학적으로 모니터링하는 조사를 통해 발견됩니다.이러한 조사에 적합한 조밀한 배경 필드는 마젤란 구름과 안드로메다 은하와 같은 근처의 은하와 은하수의 팽대부입니다.

두 경우 모두 연구된 렌즈 집단은 지구와 소스 필드 사이의 물체로 구성됩니다. 부풀어오른 부분의 렌즈 집단은 은하 원반 별이고, 외부 은하의 경우 렌즈 집단은 은하 후광일 뿐만 아니라 다른 은하 자체의 물체입니다.이러한 렌즈 집단의 물체의 밀도, 질량 및 위치에 따라 해당 시선에 따라 마이크로렌즈의 빈도가 결정되며, 마이크로렌즈에 의한 광학 깊이로 알려진 값이 특징입니다.(이것은 광학적 깊이의 일반적인 의미와 혼동해서는 안 됩니다만, 몇개의 성질을 공유하고 있습니다).광학적 깊이는 대략적으로 말하면, 주어진 시간에 마이크로렌즈를 받는 원시별의 평균 분율, 또는 주어진 시간에 주어진 원시별이 렌즈렌즈를 받을 확률과 동등합니다.MACHO 프로젝트에서 LMC에 대한 광학적 깊이는 1.2×10⁻⁷,^[20] 돌출부에 대한 광학적 깊이는 2.43×10으로⁻⁶ 약 40만분의 1입니다.^[21]

탐색을 복잡하게 하는 것은 마이크로렌즈를 하는 모든 별에 대해 수천 개의 밝기가 다른 이유(일반 소스 필드의 별 중 약 2%는 자연적으로 가변적인 별)와 다른 일시적인 사건(예: 노배와 초신성)으로 인해 변화하고 있다는 사실이며, 이러한 것들은 진정한 마이크로렌즈 현상을 찾기 위해 제외되어야 한다.진행 중인 마이크로렌즈 이벤트가 확인되면 이를 검출한 모니터링 프로그램이 커뮤니티에 그 발견을 알리는 경우가 많기 때문에 다른 전문 프로그램이 일반적인 광선 곡선에서 흥미로운 편차를 발견하기 위해 이벤트를 보다 집중적으로 추적할 수 있습니다.이는 이러한 편차(특히 외계행성으로 인한 편차)를 식별하기 위해 시간별 모니터링이 필요하기 때문인데, 조사 프로그램은 여전히 새로운 사건을 찾는 동안 이를 제공할 수 없다.제한된 관찰 자원으로 세부적인 후속 조치를 위해 진행 중인 사건의 우선순위를 어떻게 정하느냐에 대한 질문은 오늘날 마이크로렌즈 연구원들에게 매우 중요하다.

역사

1704년 아이작 뉴턴은 ^{[citation needed]}중력에 의해 빛이 휘어질 수 있다고 제안했다.1801년, 요한 게오르크 폰 솔드너는 뉴턴 중력 하에서 별에서 나오는 빛의 편향을 계산했다.1915년 알버트 아인슈타인은 일반상대성이론 하에서 편향의 양을 정확히 예측했는데, 이는 폰 솔드너가 예측한 양의 두 배였다.아인슈타인의 예언은 아서 에딩턴이 이끈 1919년 탐험에 의해 입증되었는데, 이것은 일반상대성이론의 ^[22]초기 성공이었다.1924년 오레스트 취월슨은 렌즈를 통해 별의 여러 이미지를 만들 수 있다는 것을 발견했다.마이크로렌즈의 기초인 광원의 동반 밝기에 대한 정확한 예측은 ^[23]아인슈타인에 의해 1936년에 발표되었다.정렬이 필요할 것 같지 않기 때문에, 그는 "이 현상을 관찰할 수 있는 큰 가능성은 없다"고 결론지었다.중력렌즈의 현대적 이론적 틀은 Yu Klimov(1963년), Sidney Liebes(1964년), Sjur Refsdal(1964년)^[1]의 작품으로 확립되었다.

중력렌즈는 1979년, 전경 은하에 의해 렌즈화된 퀘이사 형태로 처음 관측되었다.같은 해 경애창과 슈어 레프달은 렌즈 은하에 있는 개별 별들이 주 렌즈 내에서 작은 렌즈로 작용하여 소스 퀘이사의 이미지가 창-레프달 ^[24]렌즈라고도 알려진 몇 달의 시간 척도로 변동할 수 있다는 것을 보여주었다.보단 파친스키는 이 현상을 설명하기 위해 "마이크로렌즈"라는 용어를 처음 사용했다.이런 유형의 마이크로렌즈는 퀘이사의 본질적인 변동성 때문에 식별하기 어렵지만, 1989년 마이크 어윈 등은 후크라의 [25]렌즈에 있는 "아인슈타인 크로스" 퀘이사에 있는 네 개의 이미지 중 하나의 마이크로렌즈 검출을 발표했다.

1986년, 파친스키는 가까운 은하에서 배경별을 관찰함으로써 은하 후광에 있는 거대 콤팩트 후광 물체(MACHOs) 형태의 암흑 물질을 찾기 위해 마이크로렌즈를 사용할 것을 제안했다.암흑 물질에 대해 연구하고 있는 두 그룹의 입자 물리학자들이 그의 이야기를 듣고 천문학자들과 함께 영국과 호주 마초 협력과^[26] 프랑스 EROS^[27] 협력을 형성했다.

1986년 로버트 J. 네미로프는 1987년 ^[29]논문에서 마이크로렌즈의^[28] 가능성을 예측하고 몇 가지 가능한 렌즈-소스 구성에 대한 기본적인 마이크로렌즈 유도 광곡선을 계산했다.

1991년 마오와 파친스키는 마이크로렌즈가 별과 쌍성의 짝을 찾기 위해 사용될 수 있다고 제안했고, 1992년 굴드와 뢰브는 마이크로렌즈가 외계행성을 발견하는데 사용될 수 있다는 것을 증명했다.1992년, 파친스키는 은하 팽대부 방향에서 일어나는 사건들을 찾기 시작한 광학 중력 렌즈 실험(Optical gravitational lensing experiment.^[30]1993년 MACHO와 EROS에^[32] 의해^[31] 대마젤란 구름 방향으로 처음 두 개의 마이크로렌즈 현상이 연속적으로 네이처 논문에 보고되었고, 그 후 몇 년 동안 사건들이 계속해서 감지되었다.마초 협력은 1999년에 종료되었습니다.그들의 데이터는 어두운 후광의 100%가 마초(MACHO)로 이루어져 있다는 가설을 반박했지만, 그들은 후광 질량의 약 20%에 대해 설명할 수 없는 유의미한 초과를 발견했는데, 이는 마초(MACHO)나 대마젤란 구름 자체의 ^[33]렌즈 때문일 수 있다.이후 EROS는 마초(MACHO)^[34]에 대한 더 강력한 상한을 발표했으며, 현재 암흑 물질에 의한 헤일로 마이크로렌즈 초과가 있는지 여부는 불확실하다.현재 진행 중인 SuperMACHO 프로젝트는^[35] MACHO의 결과에 책임이 있는 렌즈를 찾는 것이다.

암흑 물질 문제를 해결하지 못함에도 불구하고 마이크로렌즈는 많은 응용 분야에서 유용한 도구임이 입증되었습니다.(은하 원반 내의 별 때문에) 은하계의 광학적 깊이가 은하 후광을 통과하는 것보다 약 20배 더 큰 은하 팽대부를 향해 매년 수백 건의 마이크로렌즈 현상이 감지됩니다.2007년에 OGLE 프로젝트는 611개의 이벤트 후보를, MOA 프로젝트(일뉴질랜드 콜라보레이션)^[36]는 488개를 특정했다(다만, 모든 후보가 마이크로렌즈 이벤트는 아니고, 두 프로젝트 사이에 큰 중복이 있다).이러한 조사 외에도, 주로 외계 행성 탐지를 목적으로 진행 중인 잠재적으로 흥미로운 사건들을 자세히 연구하기 위한 후속 프로젝트가 진행 중이다.여기에는 MiNDSTEp,^[37] RoboNet,^[38] MicroFUN^[39] 및 ^[40]PLANET이 포함됩니다.

2020년 9월, 마이크로렌즈 기술을 사용한 천문학자들은 처음으로 어떤 별에도 얽매이지 않고 은하수 ^[41][42]은하에 자유롭게 떠 있는 지구 질량의 불량 행성이 발견되었다고 보고했습니다.

마이크로렌즈는 소스를 확대할 뿐만 아니라 겉으로 보이는 위치도 이동합니다.이 지속 시간은 배율보다 길며 렌즈의 질량을 구하는 데 사용할 수 있습니다.이 기술은 2011년 8월 마이크로렌즈 이벤트가 발견된 직후부터 6년에 걸쳐 진행된 허블 우주 망원경의 관측을 통해 고립된 항성질량 블랙홀을 처음으로 모호하게 검출하는 데 사용되었다고 보고되었다.블랙홀의 질량은 태양 질량의 약 7배이며 궁수자리에서 약 1.6 킬로파섹(5.2 kly) 떨어져 있는 반면, 별은 약 6 킬로파섹(20 kly) 떨어져 있습니다.우리 은하에는 수백만 개의 고립된 블랙홀이 있고, 고립된 블랙홀은 주변으로부터 방출되는 방사선이 매우 적기 때문에 마이크로렌즈를 통해서만 검출될 수 있습니다.저자들은 미래의 기구들, 특히 낸시 그레이스 로만 우주 망원경과 베라 C로 더 많은 것들이 발견될 것으로 기대하고 있다. 루빈 ^[14]천문대

수학

마이크로렌즈의 수학은 현대 표기법과 함께 Gould에 의해^[43] 기술되었고, 우리는 다른 저자들이 다른 표기법을 사용했음에도 불구하고 이 섹션에서 그의 표기법을 사용한다.아인슈타인 각도라고도 불리는 아인슈타인 반지름은 완벽한 정렬이 이루어진 경우 아인슈타인 고리의 각 반지름이다.렌즈 질량 M, 렌즈_L d의 거리 및 소스_S d의 거리에 따라 달라집니다.

$d$$$$GM}{c^{2}}{\frac {d_{S}-d_{L}}{d_{$$S}d_{L}}}}}}}:$ (라디안).

M이 목성질량 60, d_L = 4000 파섹, d_S = 8000 파섹(벌지 마이크로렌즈 이벤트의 경우)에 대해 아인슈타인 반지름은 0.00024^[44] 초각이다(각도는 4000 ^[45]파섹에서 1 au의 부분 제곱).이에 비해 이상적인 지구 기반 관측치의 각도 분해능은 약 0.4초이며, 이는 1660배입니다.§ $(\displaystyle$ \$theta _{E$})는$$ 매우 작기 때문에 일반적인 마이크로렌즈 현상으로는 관찰되지 않지만 다음과 같은 극단적인 현상에서는 관찰될 수 있다.

마이크로렌즈 이벤트의 시작과 끝은 명확하지 않지만 관례상 소스와 렌즈 사이의 각도 간격이 ${\displaystyle {\mu }_{}}$ E$(\$ _${E$ 미만인 동안 지속된다고 합니다.따라서 이벤트 지속 시간은 각 거리 ${\displaystyle {\delta }_{}}$ E$(\$ _${E$를 커버하기 위해 하늘에서 렌즈의 겉보기 운동이 걸리는 시간에 따라 결정됩니다.아인슈타인 반지름은 또한 두 렌즈 이미지 사이의 각도 간격과 마이크로렌즈 이벤트 과정 내내 이미지 위치의 측성학적 이동과 같은 크기 순서입니다.

마이크로렌즈 이벤트 중에는 증폭률 A에 의해 소스의 휘도가 증폭된다.이 계수는 관찰자, 렌즈 및 소스 사이의 정렬 근접도에 따라 달라집니다.unitless number u는 렌즈와 소스의 각도 간격$($ E \$displaystyle \theta$ _${E$으로 나눈 값으로 정의됩니다.증폭률은 다음 값으로 ^[46]제공됩니다.

$({displaystyle A(u)=syslogfrac {u^{2}+2}{usyslogrt {u^{2}+4}}})}$

이 함수에는 몇 가지 중요한 속성이 있습니다.A(u)는 항상 1보다 크므로 마이크로렌즈는 원시별의 밝기를 증가시킬 수 있을 뿐 감소시킬 수는 없습니다.A(u)는 u가 증가할수록 항상 감소하므로 정렬에 가까울수록 소스가 밝아집니다.u가 무한대에 가까워지면 A(u)가 1에 가까워지기 때문에 넓은 간격에서는 마이크로렌즈가 영향을 미치지 않습니다.마지막으로, u가 0에 가까워지면, 이미지가 아인슈타인 링에 가까워지면 점 소스 A(u)가 무한대에 가까워집니다.완벽한 정렬(u = 0)의 경우 A(u)는 이론적으로 무한합니다.실제로 실제 물체는 점 소스가 아니며 한정된 소스 크기 효과는 매우 근접한 ^[47]정렬을 위해 증폭이 발생할 수 있는 크기에 제한을 두지만 일부 마이크로렌즈 이벤트는 수백 배 밝기를 발생시킬 수 있습니다.

렌즈가 은하 또는 은하단인 중력 매크로렌징과는 달리 마이크로렌징은 단시간에 크게 변화합니다.관련된 시간 척도는 아인슈타인 $시간{\displaystyle {}_{}}$t ${\displaystyle E_{}}$({$displaystyle$ t_${E$라고 불리며, 이는 렌즈가 하늘의 소스에 대해 각거리 ${\displaystyle {\theta }_{}}$E({$displaystyle \theta$ _${E})$를 통과하는 데 걸리는 시간으로 계산됩니다.일반적인 마이크로렌즈 이벤트의 경우 T $(\$는 며칠에서 몇 달 정도 걸립니다.함수 u(t)는 단순히 피타고라스 정리에 의해 결정된다.

${\displaystyle u(t)=syslogrt {u_{min}^{2}+\leftflac\frac {t-t_{0}}{t_{E}}\right)^{2}}.}$

u의 최소값(u라고_min 함)에 따라 이벤트의 최대 밝기가 결정됩니다.

전형적인 마이크로렌즈 이벤트에서는 광원(光源)이 점, 렌즈가 단일점 질량, 렌즈가 직선, 즉 점원점 렌즈 근사로 이동한다고 가정하면 광곡선이 잘 맞는다.이러한 경우 물리적으로 유의한 파라미터는 아인슈타인 ${\displaystyle {타임스케일}_{}}$ t E$({$E$\}\})$뿐입니다.이러한 파라미터는 렌즈 질량, 거리 및 속도의 축퇴함수이므로 단일 이벤트에서 이들 물리 파라미터를 결정할 수 없습니다.

단, 일부 극단적 $이벤트에서는$측정이 가능한 반면 다른 극단적 이벤트에서는 관찰자 평면의 아인슈타인 링 크기(Projected 아인슈타인 반지름 r${\displaystyle {\stackrel{}{}}_{}}$~ ${\displaystyle E_{}}${$tilde {r}_{E$라는 추가 $파라미터$가 검출될 수 있습니다.이 파라미터는 이벤트가 위성 옵서버 등 서로 다른 위치에 있는2개의 옵서버와 어떻게 다른지 나타냅니다.투영된 아인슈타인 반지름은 렌즈와 선원의 물리적 매개변수와 관련이 있습니다.

${\displaystyle {r}_{E}=sqrt {\frac {4}GM} {c^{2}} {\frac {d_{S}d_{L}} {d_{S}-d_{L}}}}}.}$

이러한 양의 역수를 사용하면 수학적으로 편리합니다.이것들은 아인슈타인 고유 운동이다.

$(\displaystyle\vec\mu}}_{E}={t_{E}}^{-1}$

아인슈타인 시차가

${\displaystyle {\vec } _ {E} = tilde {r} _ {E} }^{-1} 입니다.}$

이러한 벡터량은 소스에 대한 렌즈의 상대적인 움직임의 방향을 가리킵니다.일부 극미량 렌즈 이벤트는 이러한 벡터 양의 한 성분만 제한할 수 있습니다.이러한 추가 매개변수를 완전히 측정하면, 렌즈의 물리적 매개변수를 해결할 수 있으며 렌즈 질량, 시차 및 적절한 움직임을 다음과 같이 산출할 수 있습니다.

${\displaystyle M=syslogfrac {c^{2}}}{4G}}\theta _{E}{\tilde {r}}_{E}}$

$\displaystyle \pi _{L}=\pi _{E}\theta _{E}+\pi _{S}$

$\displaystyle \mu _{L}=\mu _{E}\theta _{E}+\mu _{S}.}$

극한 마이크로렌즈 이벤트

전형적인 마이크로렌즈 이벤트에서는 광원(光源)이 점, 렌즈가 단일점 질량, 렌즈가 직선, 즉 점원점 렌즈 근사로 이동한다고 가정하면 광곡선이 잘 맞는다.이러한 경우 물리적으로 유의한 파라미터는 아인슈타인 $타임스케일{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle t_{}}$ E$({$E$\})$뿐입니다.단, 경우에 따라 이벤트를 분석하여 아인슈타인 각도와 시차의 추가 파라미터를 산출할 수 있습니다. e E$${ \ $displaystyle$\$theta$_ { $E$} ${\displaystyle e_{}}$$$ E \ $display style$_ $pi }$ 。$$여기에는 매우 높은 배율 이벤트, 이진 렌즈, 시차 및 xallarap 이벤트, 렌즈가 보이는 이벤트가 포함됩니다.

아인슈타인 각도를 산출하는 사건

비록 아인슈타인 각도가 너무 작아서 지상 망원경으로 직접 볼 수 없지만, 그것을 관측하기 위한 몇 가지 기술이 제안되었다.

만약 렌즈가 소스별 바로 앞을 통과한다면, 소스별의 유한한 크기가 중요한 매개변수가 됩니다.소스별은 점-소스 근사치를 깨고 렌즈가 소스를 가로지르는 시간만큼 지속되는 기존의 마이크로렌즈 곡선과 편차를 일으키는 점이 아닌 하늘의 원반으로 취급되어야 합니다.이 편차의 길이는 렌즈가 $소스별{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle t_{}}$$S의$원반을 가로지르는 데 필요한 시간을 결정하기 위해 사용할 수 있습니다. 소스 †$S의$$$각도 크기를 알 수 있는 경우 $아인슈타인$각도는 다음과 같이 결정할 수 있습니다$.$

$\displaystyle \theta _{E}=\theta _{S}{\frac {t_{E}}{t_{S}}}.}$

이러한 측정은 소스와 렌즈 사이의 극단적인 정렬이 필요하기 때문에 드문 일입니다.${\displaystyle s_{}}$ S${\displaystyle {}_{}}$/ ${\displaystyle e_{}}$E \$displaystyle \theta$ _${S}/\theta$ _${E}}$가 (상대적으로) 클 때, 즉 소스에 가까운 느리게 움직이는 저질량 렌즈를 가진 인근 거대 소스의 경우 더 가능성이 높다.

유한한 근원 사건의 경우, 근원별의 다른 부분들은 사건 기간 동안 서로 다른 시간에 서로 다른 속도로 확대됩니다.따라서 이러한 이벤트는 원시별의 사지 암화를 연구하는 데 사용할 수 있습니다.

바이너리 렌즈

렌즈가 아인슈타인 반지름과 거의 떨어져 있는 쌍성일 경우, 확대 패턴은 단일 별 렌즈에서보다 더 복잡합니다.이 경우 렌즈가 소스에서 멀리 떨어져 있을 때는 일반적으로 세 개의 영상이 있지만 두 개의 영상이 추가로 생성되는 정렬 범위가 있습니다.이러한 정렬을 가성이라고 합니다.이러한 정렬에서 선원의 배율은 점-선원 근사 하에서는 형식적으로 무한대입니다.

바이너리 렌즈의 가성 교차는 단일 렌즈보다 렌즈 형상의 범위가 넓을 때 발생할 수 있습니다.단일 렌즈 소스 가성체와 마찬가지로 소스가 가성체를 교차하는 데는 한정된 시간이 걸립니다.이 가성교차시간 ${\displaystyle t_{}}$ S$(\$를 측정할 수 있고 선원의 각반경을 알 수 있으면 다시 아인슈타인 각도를 구할 수 있다.

단일 렌즈의 경우처럼 소스 배율이 공식적으로 무한대인 경우 가성 교차 쌍성 렌즈는 소스 별의 다른 부분을 서로 다른 시간에 확대합니다.따라서 그들은 근원의 구조와 그 사지가 어두워지는 것을 조사할 수 있다.

이 YouTube 동영상에서 바이너리 렌즈 이벤트의 애니메이션을 확인할 수 있습니다.

아인슈타인의 시차를 산출하는 사건

원칙적으로 아인슈타인 시차는 두 관측자가 다른 장소, 예를 들어 지구 및 먼 우주선에서 ^[48]동시에 사건을 관찰하도록 함으로써 측정할 수 있다.두 관찰자에 의해 관찰된 증폭의 차이는 렌즈의 움직임과 $수직$인 $→$ ${\displaystyle E_{}}$(\$displaystyle\vec\pi }}_{$E$$}) 성분을 생성하고, 피크 증폭 시간의 차이는 렌즈의 움직임과 평행한 성분을 생성합니다.이 직접적인 측정은 최근^[49] 스피처 우주 망원경을 사용하여 보고되었다.극단적인 경우,^[50] 그 차이는 심지어 지구의 다른 위치에 있는 망원경에서 볼 수 있는 작은 차이에서 측정될 수 있다.

보다 전형적으로 아인슈타인 시차는 지구가 태양 주위를 회전하면서 생기는 관측자의 비선형 운동으로부터 측정된다.그것은 1995년에 처음^[51] 보고되었고 그 이후로 몇 가지 사건으로 보고되었다.포인트 렌즈 이벤트의 시차 측정은 관찰자와 가까운 느린 움직임의 저질량 렌즈에서 큰$$ $E(\style$ \$pi _{$E$\})$가 있는 긴 시간 척도 이벤트에서 가장 잘 측정할 수 있다.

만약 소스별이 쌍성이라면, 그것 역시 비선형 운동을 하게 될 것이고, 이것은 또한 광도곡선에 작지만 감지할 수 있는 변화를 일으킬 수 있습니다.이 효과는 Xallarap(시차 철자가 거꾸로 입력됨)으로 알려져 있습니다.

외계 행성 발견

만약 렌즈에 포착된 물체가 행성 주위를 도는 별이라면, 이것은 쌍성 렌즈 사건의 극단적인 예입니다.근원이 가성(austic)을 통과할 경우 질량이 작은 행성이라도 표준 사건으로부터의 편차는 클 수 있습니다.이러한 편차를 통해 우리는 존재의 유추와 렌즈 주위의 행성의 질량과 분리를 결정할 수 있습니다.이탈은 보통 몇 시간 또는 며칠 동안 지속됩니다.이벤트 자체가 가장 강할 때 신호가 가장 강하기 때문에 고배율 이벤트가 세부 연구의 가장 유망한 후보입니다.일반적으로 조사팀은 진행 중인 고배율 이벤트를 발견하면 커뮤니티에 알립니다.그런 다음 후속 그룹은 진행 중인 이벤트를 집중적으로 모니터링하며, 편차가 발생할 경우 적절한 커버리지를 얻을 수 있기를 바랍니다.이벤트가 끝나면 광도 곡선을 이론 모델과 비교하여 시스템의 물리적 매개변수를 찾습니다.이 비교를 통해 직접적으로 결정될 수 있는 매개변수는 행성과 별의 질량비, 그리고 별-행성 각도와 아인슈타인 각도의 비율입니다.이 비율로부터 렌즈별에 대한 가정과 함께 행성의 질량과 공전 거리를 추정할 수 있습니다.

이 기법의 첫 번째 성공은 OGLE 2003–B 마이크로렌즈 이벤트 OGLE과 MOA에 의해 2003년에 이루어졌다.LG-235(또는 MOA 2003–B)LG-53) 데이터를 종합하면 행성의 질량은 ^[52]목성의 1.5배일 가능성이 가장 높은 것으로 나타났다.2020년 4월 현재 89개의 외계행성이 이 ^[53]방법으로 검출되었다.대표적인 예로는 OGLE-2005-BLG-071Lb,^[54] OGLE-2005-BLG-390Lb,^[55] OGLE-2005-BLG-169Lb,^[56][58] OGLE-2006-BLG-109L,^[57] MOA-2007-BLG-192Lb 등이 있다.특히 2006년 1월 발표 당시 OGLE-2005-BLG-390Lb 행성은 지구 질량의 5.5배, 대략 두 가지 불확실성으로 일반 항성 주위를 도는 것으로 알려진 외계 행성 중 질량이 가장 낮았을 것이다.이 기록은 2007년 글리제 581 c가 지구 질량의 최소 5배이며, 2009년 이후 글리제 581 e는 지구 질량이 최소 1.9배인 가장 가벼운 "규칙적인" 외계 행성이다.2017년 10월, 목성 질량의 약 13.4배에 달하는 매우 무거운 외계 행성(또는 갈색 왜성일 가능성이 있음)인 OGLE-2016-BLG-1190Lb가 보고되었다.^[59]

외계 행성을 발견하는 이 방법을 통과 방법과 같은 다른 기술과 비교한다면, 한 가지 장점은 행성 편차의 강도가 다른 기술의 효과만큼 행성 질량에 의존하지 않는다는 것입니다.이것은 마이크로렌즈를 저질량 행성을 찾는데 매우 적합하게 만든다.그것은 또한 대부분의 다른 방법들보다 모항성으로부터 멀리 떨어진 행성들을 탐지할 수 있게 해준다.단점 중 하나는 이벤트 종료 후 렌즈와 소스가 분리될 때까지 시간이 오래 걸리기 때문에 렌즈 시스템의 후속 조치가 매우 어렵다는 것입니다.

1998년 유왕(Yu Wang)이 제안한 지구의 대기를 대형 렌즈로 사용하는 지구 대기 렌즈는 거주할 수 있는 외계 ^[60]행성 근처의 영상을 직접 촬영할 수도 있다.

마이크로렌즈 실험

마이크로렌즈 실험에는 두 가지 기본적인 유형이 있습니다."검색" 그룹은 큰 필드 이미지를 사용하여 새 마이크로렌즈 이벤트를 찾습니다."추종" 그룹은 선택된 사건에 대한 집중적인 커버리지를 제공하기 위해 종종 전 세계의 망원경을 조정한다.초기 실험은 모두 PLANET 그룹이 형성되기 전까지 다소 애매한 이름을 가지고 있었다.새로운 전문 마이크로렌즈 위성을 건설하거나 마이크로렌즈를 연구하기 위해 다른 위성을 사용하는 것이 현재 제안되고 있다.

콜라보레이션 검색

• Alard; Mao; Guibert (1995). "Object DUO 2: A New Binary Lens Candidate". Astronomy and Astrophysics. 300: L17. arXiv:astro-ph/9506101. Bibcode:1995A&A...300L..17A. 돌출부의 사진 플레이트 검색.
• Experience de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993–2002) 주로 프랑스 콜라보레이션.EROS1: LMC 사진판 검색: EROS2: LMC, SMC, 벌지 및 나선형 암의 CCD 검색.
• MACHO(1993~1999년) 호주와 미국의 협업.벌지 및 LMC의 CCD 검색.
• OGLE(광학 중력 렌즈 실험)(1992–), Paczynski와 Udalski에 의해 설립된 폴란드 협업.바르샤바 대학이 운영하는 칠레 전용 1.3m 망원경.팽대부와 마젤란 구름의 목표물.
• 천체물리학 마이크로렌즈 관측(MOA)(1998–), 일본-뉴질랜드 협력.뉴질랜드 전용 1.8m 망원경.팽대부와 마젤란 구름의 목표물.
• SuperMACHO(2001– )는 4m CTIO 망원경을 사용하여 희미한 LMC 마이크로렌즈를 연구했다.

폴로업 콜라보레이션

• 프로빙 렌즈 이상 네트워크(PLANET) 다국적 협업
• MicroFUN, 마이크로렌즈 추적 네트워크
• 마이크로렌즈 플래닛 서치(MP)
• MiNDSTEp 소형 지구외행성 탐지를 위한 마이크로렌즈 네트워크
• 로보넷로봇 망원경의 글로벌 네트워크를 사용하여 행성 찾기

안드로메다 은하 픽셀 렌즈

• 메가
• AGAPE(프랑스어)
• WeCAPP
• 앙스트롬 프로젝트
• 계획

제안된 위성 실험

• 은하외행성조사망원경(GEST)
• SIM Microlensing Key Project는 우주 간섭계 미션 위성의 초정밀 측성법을 사용하여 마이크로렌즈의 퇴화를 깨고 렌즈의 질량, 거리 및 속도를 측정했을 것입니다.이 위성은 여러 번 연기되었고 마침내 2010년에 취소되었다.
• NASA가 2020년대 중반에 발사하기 위해 준비하고 있는 낸시 그레이스 로만 우주 망원경에는 몇 가지 다른 조사와 함께 마이크로렌즈 조사가 포함될 것이다.마이크로렌즈 인구 통계는 케플러와 TES 임무의 정보를 보완할 것이며, 지구와 화성과 같은 행성들은 태양 거주 가능 영역에 있는 암석 행성일 가능성이 더 높다.

「 」를 참조해 주세요.

• 중력 렌즈
• OGLE-2019-BLG-0960Lb
• 지구 대기 렌즈

레퍼런스

외부 링크

• 20,000광년 떨어진 별 주위를 도는 지구 질량의 5배 행성 발견