라이트 에코

Light echo
반사광 추종 경로 B는 직접 섬광 추종 경로 A 직후에 도달하지만 경로 C. B와 C를 따르는 빛이 지구에서 보는 것과 같은 겉보기 거리를 가지기 전에 도달한다.

빛 반향은 광원에서 멀리 떨어진 표면에서 반사된 빛이 이 거리에 상대적인 지연으로 관찰자에게 도달함으로써 발생하는 물리적 현상입니다.이 현상은 소리의 반향과 비슷하지만 빛의 속도가 훨씬 빠르기 때문에 대부분 천문학적 거리에 걸쳐서만 나타난다.

예를 들어, 노바로부터의 갑작스러운 섬광이 우주 먼지 구름에 반사되어 직접 경로로 도달했을 때보다 더 오랜 시간 후에 관찰자에게 도달했을 때 빛 반향이 발생합니다.그들의 기하학적 구조 때문에, 빛 메아리는 초광속 [1]운동과 같은 착각을 일으킬 수 있다.

설명.

한 포커스에서 타원의 어떤 점을 통해 다른 포커스로 이동한 거리는 선택한 점에 관계없이 동일합니다.

빛 메아리는 노바와 같이 빠르게 밝아지는 물체로부터의 초기 섬광이 광원 바로 근처에 있든 없든 간섭하는 성간 먼지에 반사될 때 발생한다.최초의 플래시로부터의 빛은 뷰어에 먼저 도달하고, 소스와 뷰어 사이의 먼지나 다른 물체로부터 반사된 빛은 그 직후에 도달하기 시작한다.이 빛은 별에서 멀어질 뿐만 아니라 앞으로만 이동하기 때문에 빛의 [2]속도보다 더 빨리 메아리가 팽창하는 착각을 일으킨다.

상기 제1의 그림에서는, 원래의 소스로부터 추종하는 빛 A가 방출되어 최초로 옵저버에 도달한다.경로 B에 따르는 빛은 소스와 관찰자 사이의 지점에서 가스 구름의 일부에 반사되고, 광에 따르는 빛 C는 직접 경로에 수직인 가스 구름의 일부에 반사된다.B와 C를 따라가는 빛은 하늘의 같은 지점에서 관측자에게 오는 것처럼 보이지만 실제로는 B가 훨씬 더 가까이 있습니다.그 결과, 예를 들어 균등하게 분포된(구면) 구름의 이벤트 에코가 관찰자에게 빛의 속도에 근접하거나 더 빠른 속도로 확대되는 것으로 보인다. 왜냐하면 관찰자는 B로부터의 빛이 실제로 C로부터의 빛이라고 생각할 수 있기 때문이다.

섬광에서 나와 함께 지구에 도달하는 모든 반사 광선은 같은 거리를 이동하게 될 것이다.빛이 반사될 때, 동시에 도달하는 소스와 지구 사이의 가능한 경로는 섬광의 원점과 지구를 두 개의 포시로 하여 타원체의 반사에 해당합니다(오른쪽 애니메이션 참조).이 타원체는 시간이 지남에 따라 자연스럽게 팽창한다.

예

V838 단색소

V838 모노케로티스의 빛 에코의 확대를 나타내는 이미지.크레딧: NASA/ESA.

변광성 V838 모노케로티스는 2002년 허블우주망원경으로 관측된 대폭발을 경험했다.몇 달 만에 [2][3]겉보기 크기인 4광년에서 7광년으로 커지면서 이 물체가 빛의 속도를 훨씬 초과하는 속도로 팽창하는 것처럼 보였을 때 이 폭발은 관찰자들에게 놀라운 것으로 판명되었다.

초신성

빛의 메아리를 이용하여, 때때로 역사적 초신성의 희미한 반사를 볼 수 있다.천문학자들은 지구의 중심점에 초신성 잔해가 있는 타원체를 계산하여 그 경계에 있는 먼지와 가스 구름을 찾습니다.식별은 수개월 또는 수년 간격으로 촬영된 사진을 힘들게 비교하고, 성간 매체를 통해 잔물결치는 빛의 변화를 포착하여 수행할 수 있습니다.반사광의 스펙트럼을 분석함으로써, 천문학자들은 망원경이 발명되기 훨씬 전에 지구에 빛이 도달한 초신성의 화학적 신호를 식별하고 폭발을 수 세기 또는 수천 년 전의 잔해와 비교할 수 있다.이러한 메아리의 첫 번째 사례는 1936년에 기록되었지만,[3] 자세히 연구되지는 않았다.

예를 들어, 현대에서 가장 가까운 초신성 SN 1987A가 있습니다.이 빛의 메아리는 가까운 곳의 형태학 지도를 만드는 데 도움이 [5]될 뿐만 아니라 먼지구름의 특징에 도움을 주었지만 지구에서 볼 수 있는 시선에 가까웠다.

또 다른 예는 1572년 지구에서 관측된 SN 1572 초신성으로, 2008년 은하의 [6][7]북쪽 먼지에서 희미한 빛 메아리가 발견되었다.

빛 메아리는 또한 초신성 잔해 카시오페이아 [6]A를 만든 초신성을 연구하는데 사용되어 왔다.카시오페이아 A에서 나오는 빛은 1660년경 지구에서 볼 수 있었지만 먼지가 직접 시야를 가렸기 때문에 눈에 띄지 않았다.천문학자들은 서로 다른 방향의 반사를 통해 초신성이 비대칭적이고 어떤 방향에서는 다른 방향보다 더 밝게 빛났는지 판단할 수 있다.카시오페이아 A의 시조는 [8]비대칭으로 의심되어 왔으며, 카시오페이아 A의 빛 메아리를 [9]보고 2010년에 초신성 비대칭성을 처음으로 발견할 수 있었다.

그러나 다른 예로는 초신성[10] SN 1993J와 SN 2014J가 [11]있다.

1838-1858년 에타 카리아나의 대분화에서 나온 빛 메아리가 이 초신성 사기꾼을 연구하는데 사용되었습니다.대분화의 빛 반향 스펙트럼을 사용한 2012년의 한 연구는 폭발이 다른 초신성 파괴자들에 [12]비해 더 차가웠다는 것을 발견했다.

세페이드

RS Puppis의 빛 메아리는 반사 성운을 통해 전파됩니다.

빛의 반향은 세페이드 변광성 RS Puppis까지의 거리를 [13]1%의 정확도로 측정하기 위해 사용되었다.유럽남부천문대의 피에르 카벨라는 지금까지의 측정을 "세페이드 [14]행성에 대한 가장 정확한 거리"라고 묘사했다.

노바 페르세이 1901

1939년, 프랑스 천문학자 폴 쿠데르크는 "Les Auréoles Lumineus des Novae"[15]라는 제목의 연구를 발표했다.이 연구에서 쿠더크는 타원체가 아닌 포물면에서의 반향 위치와 시간 지연의 유도를 무한 [15]거리 근사치로 발표했다.하지만, 1961년 그의 연구에서, Y.K. 굴락은 쿠더크의 이론에 의문을 제기했습니다: "쿠더크가 1901년 [16]노바 페르세이의 주변에서 빛의 속도를 초과하는 속도로 밝은 고리(네뷸라)가 팽창할 가능성을 가정한 증거에 본질적인 오류가 있다는 것을 보여줍니다."그는 "저자가 얻은 공식과 쿠더크의 결론 및 공식의 비교는 쿠드렉의 계획에 따라 계산된 시차와 다른 방법에 의해 도출된 시차가 우연히 [16]일치한 것일 수 있다는 것을 보여준다"고 계속한다.

ShaSS 622-073 시스템

ESO의 VLT 조사 망원경이 검출한 ShaSS 073 은하의 빛의 에코.

ShaSS 622-073 시스템은 합병 초기인 더 큰 은하 ShaSS 073(오른쪽 그림에서 노란색으로 표시)과 더 작은 은하 ShaSS 622(파란색으로 표시)로 구성되어 있습니다.ShaSS 073의 밝은 핵은 방사선과 함께 ShaSS 622의 원반 안에 있는 가스 영역을 들뜨게 했습니다. 비록 핵이 지난 30,000년 동안 희미해졌지만,[17] 이 영역은 빛을 다시 방출할 때 여전히 밝게 빛납니다.

퀘이사 빛과 이온화 에코

NGC 5972의 허블 우주 망원경 이미지, 퀘이사 이온화 에코.

2009년부터 퀘이사 빛 에코 또는 퀘이사 이온화 에코로 알려진 물체가 [18][19][20][21][22][23]조사되었다.퀘이사 빛 반향의 잘 연구된 예는 하니 부워프(HsV)[24]로 알려진 물체이다.

HsV는 완전히 섭씨 약 10,000도의 매우 뜨거운 가스로 만들어져서 천문학자들은 강력한 [25]무언가에 의해 빛을 받아야 한다고 느꼈다.빛과 이온화 반향에 대한 몇 가지 연구 결과, 그것들은 이전에 활동했던 AGN이 정지한 '에코'에 의해 발생할 가능성이 있다고 생각된다.웹 사이트 갤럭시 동물원의 공동 설립자인 Kevin Schawinski는 다음과 같이 말했다: "우리는 최근 은하 IC 2497이 엄청나게 밝은 퀘이사를 호스트했다고 생각합니다.은하와 부어워프의 거대한 규모 때문에 퀘이사가 지난 10만 년 동안 정지하고 은하 블랙홀 자체가 [25]조용해졌음에도 불구하고 과거의 빛은 여전히 인근 부어워프 근처를 비추고 있습니다."Galaxy Zoo의 공동 설립자인 Chris Lintott는 다음과 같이 말했다: "Voorwerp의 관점에서, 은하는 블랙홀이 꺼지기 전처럼 밝아 보인다 – 우리가 [25]관측할 시간에 맞춰 얼어붙은 것은 이 빛 메아리이다."차례로 HsV의 분석은 Voorwerpjes와 Greenbean 은하라고 불리는 물체에 대한 연구로 이어졌다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크

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