Что такое гравитационное линзирование

Примечания

Dominik M. Theory and practice of microlensing light curves around fold singularities (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2004. — Vol. 353. — Iss. 1. — P. 69—86. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08046.x. — arXiv:astro-ph/0309581.
astro-ph/0502018
↑ 12Schneider P., Ehlers J., Falco E. E. Gravitational Lenses. — Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York Press, 1992. — ISBN 3-540-97070-3.
Brill D. Black Hole Horizons and How They Begin, Astronomical Review (2012); Online Article, cited Sept.2012.]
Melia F. The Galactic Supermassive Black Hole. — Princeton University Press, 2007. — P. 255–256. — ISBN 0-691-13129-5.
↑ 123Захаров А. Ф. Гравитационные линзы и микролинзы. — М.: Янус-К, 1997. — ISBN 5-88929-037-1.

Солнечная гравитационная линза

Альберт Эйнштейн в 1936 году предсказал, что лучи света с того же направления, что огибают края Солнца, будут сходиться в точка фокусировки приблизительно 542 а.е. от Солнца. Таким образом, зонд, расположенный на таком расстоянии (или большем) от Солнца, может использовать Солнце в качестве гравитационной линзы для увеличения удаленных объектов на противоположной стороне Солнца. Местоположение зонда может изменяться по мере необходимости для выбора различных целей относительно Солнца.

Это расстояние намного превосходит прогресс и возможности оборудования космических зондов, таких как Voyager 1, и выходит за рамки известных планет и карликовых планет, хотя и за тысячи лет 90377 Sedna будет двигаться дальше по своей высокоэллиптической орбите. Высокое усиление для потенциального обнаружения сигналов через эту линзу, таких как микроволны на 21-сантиметровой линии водорода, привело к предположению Фрэнка Дрейка в первые дни SETI что зонд может быть отправлен на такое расстояние. Многоцелевой зонд SETISAIL, а затем FOCAL был предложен ЕКА в 1993 году, но ожидается, что это будет трудная задача. Если зонд действительно проходит 542 а.е., увеличивающие возможности линзы будут продолжать действовать на более дальних расстояниях, поскольку лучи, которые попадают в фокус на больших расстояниях, проходят дальше от искажений короны Солнца. Критика концепции была дана Лэндисом, который обсудил такие вопросы, как интерференция солнечной короны, большое увеличение цели, которое затруднит проектирование фокальной плоскости миссии, и анализ присущей сферической аберрации. объектива.

В 2020 году физик НАСА Слава Турышев представил свою идею прямого многопиксельного изображения и спектроскопии экзопланеты с помощью миссии с солнечной гравитационной линзой. Объектив может реконструировать изображение экзопланеты с разрешением поверхности в масштабе ~ 25 км, достаточным, чтобы увидеть детали поверхности и признаки обитаемости.

Гравитационное линзирование на службе у науки

Гравитационное линзирование не только позволяет нам делать красивые фотографии далеких галактик. Зная расстояние до объекта-линзы и до фонового объекта, а также рассчитав степень отклонения изображения, астрономы могут высчитать массу фонового объекта. И это не может не поражать воображение. Теперь нам под силу рассчитать, какова масса скопления галактик, расположенного в миллиардах световых лет от нашей планеты, при помощи телескопа и набора математических формул. Рассчитав таким образом массу нескольких скоплений галактик ученые сделали неожиданное открытие. Массы этих скоплений значительно больше, чем это предполагалось ранее, когда в расчет брался лишь свет, исходящий от скопления. В этих галактиках просто нет стольких звезд, чтобы обеспечить такую колоссальную массу. Вывод? Большая часть массы этих скоплений приходится на темную материю, которая не излучает свет. Так теория дедушки Эйнштейна по-прежнему помогает человечеству делать все новые и новые открытия.

Примечания и ссылки

(in) Джеймс Э. Ганн, « О распространении света в неоднородных космологиях. I. Средние эффекты », Astrophysical Journal, vol. 150,Декабрь 1967, стр. 737G
↑ и Жан Эйзенштадт, Эйнштейн и общая теория относительности, Франция, Париж, Издания CNRS ,2007 г., 345 с. ( ISBN 978-2-271-06535-3 ), гл. 15 («Гравитация, астрофизика и космология»). — Предисловие Тибо Дамура .
(in) Р. Линдс и В. Петросян, » Гигантские светящиеся дуги в скоплениях галактик «, Бюллетень Американского астрономического общества, Vol. 18,Сентябрь 1986, стр. 1014
(in) Дж. А. Тайсон, Ф. Вальдес, Дж. Ф. Джарвис и А. П. Младший Миллс, » Распределение массы галактики от гравитационного отклонения света «, Astrophysical Journal, vol. 281,Июнь 1984 г., стр. L59 — L62
(in) G. Soucail, Y. Mellier, B. Fort, G. Mathez и F. Hammer, » Дополнительные данные о синем кольце в структуре A 370 «, Astronomy and Astrophysics, vol. 184, н. Кость 1-2,Октябрь 1987 г., стр. L7 — L9
(in) Дж. А. Тайсон, Ф. Вальдес и Р. А. Венк, « Обнаружение систематических совмещений изображений галактик с помощью гравитационных линз — Отображение темной материи в скоплениях галактик », Astrophysical Journal, vol. 349,январь 1990, стр. L1 — L4
Тереса Г. Брейнерд, « Слабое гравитационное линзирование галактик », The Astrophysical Journal, vol. 466, г.август 1996 г., стр. 623 ( DOI , Bibcode , arXiv )
Филипп Фишер, Тимоти А. Маккей, Эрин Шелдон и др. , « Слабое лицензирование с данными ввода в эксплуатацию Sloan Digital Sky Survey: функция корреляции массы галактики до 1 H -1 Мпк », The Astronomical Journal, vol. 466, п о 3,Сентябрь 2000 г., стр. 1198–1208
Дэвид Виттман, « Обнаружение слабых искажений гравитационного линзирования далеких галактик космической темной материей в больших масштабах », Nature, vol. 405, п о 6783,Май 2000 г., стр. 143–148 ( PMID , DOI , Bibcode , arXiv )
Дэвид Бэкон, « Обнаружение слабого гравитационного линзирования крупномасштабной структурой », MNRAS, т. 318, п о 2Октябрь 2000 г., стр. 625–640 ( DOI , Bibcode , arXiv )
Ник Кайзер, « Крупномасштабные измерения космического сдвига », arxiv ,Март 2000 г., стр. 3338 ( Bibcode , arXiv )
Л. Ван Вербеке, « Обнаружение коррелированных эллиптичностей галактик по данным CFHT: первое свидетельство гравитационного линзирования крупномасштабными структурами », Астрономия и астрофизика ,Июнь 2000 г.( Bibcode , arXiv )
(in) Кайлаш С. Саху, Джей Андерсон, Стефано Казертано и Ховард Э. Бонд, « Релятивистское отклонение фона звездного света. Измеряет массу ближайшего белого карлика », Science ,7 июня 2017 г., eaal2879
Astron. & Astroph., 215, стр. 11, 1989 г.

Общие сведения

Линзирование в скоплении галактик Abell 2218

В действительности, гравитационное линзирование – это эффект, который обладают не только крупные, но и мелкие космические объекты. Суть его заключается в том, что когда наблюдатель смотрит на дальний источник света в космосе через другой космический объект, форма дальнего источника света искажается. Такое искажение источника света может быть вызвано звездой или галактикой, через которую проходит свет от отдаленного объекта.

Существуют также данные, свидетельствующие о том, что искажать свет могут не только звезды и галактики, но и малые астрономические тела, например, планеты. Однако в данном случае искажение будет настолько незначительным, что зафиксировать его можно будет только при помощи сверхмощных оптических приборов, да и то зафиксированная величина будет чисто формальной.

Эффект гравитационного линзирования был обнаружен относительно не так давно. Только с появлением новейших телескопов ученым удалось наблюдать этот интересный эффект и детально исследовать механизм его появления. О том, как происходит механизм линзирования мы поговорим в следующем пункте.

Кольцо и Крест Эйнштейна

Кольцо Эйнштейна

Современному научному сообществу известно два возможных результата гравитационного линзирования: Кольцо и Крест Эйнштейна. Оба они зависят оттого, через какую структуру в космосе проходит свет. Если свет поступает к наблюдателю через компактную галактику, форма объекта испустившего луч зрительно увеличивается, кроме того, из точки она превращается в окружность. Именно эту окружность ученые называют Кольцом Эйнштейна.

Крест Эйнштейна

Второе интересное астрономическое явление – Крест Эйнштейна так же вызвано гравитационным линзированием. Принцип его возникновения аналогичен предыдущему. Разница заключается только в том, что свет от отдаленного объекта проходит не через компактную, а через спиральную галактику. В результате этого мы видим фигуру, своей формой напоминающую крест.

Механика гравитационной линзы

Концепция гравитационного линзирования проста: все во Вселенной имеет массу, и эта масса имеет гравитационное притяжение. Если объект достаточно массивен, его сильное гравитационное притяжение искривляет свет, когда он проходит мимо. Гравитационное поле очень массивного объекта, такого как планета, звезда или галактика, или скопление галактик, или даже черная дыра, сильнее притягивает объекты в ближайшем космосе. Например, когда световые лучи от более удаленного объекта проходят мимо, они захватываются гравитационным полем, изгибаются и перефокусируются. Перефокусированное «изображение» обычно представляет собой искаженный вид более удаленных объектов. В некоторых крайних случаях целые фоновые галактики (например) могут быть искажены в длинные, тощие, похожие на бананы формы под действием гравитационной линзы.

Постоянная Хаббла

Изучение гравитационных миражей позволяет астрофизикам-релятивистам оценить распределение материи во Вселенной и вычислить ее массу . Если такие наблюдения повторить, можно будет определить кривизну Вселенной и точно зафиксировать постоянную Хаббла .

Моделирование гравитационного миража. Вот что мы бы увидели, если бы черная дыра была между нами и галактикой.

Световые лучи, проходящие через линзу с разных сторон, проходят по разным путям и, как правило, не имеют одинаковой длины. Таким образом, время, необходимое для того, чтобы свет достиг нас, различается в зависимости от наблюдаемого изображения. По этой причине, если квазар подвергается внезапному изменению светимости, его различные изображения отражают изменение не одновременно, а в очень разные моменты времени.

Именно мера такого сдвига может привести нас к постоянной Хаббла. Анализ этого явления действительно показывает, что задержка между изменением яркости различных изображений обратно пропорциональна H0 и очень мало зависит от других космологических параметров. Если бы такую задержку можно было измерить, то мы могли бы вернуться к H0 и получить независимую оценку этой константы.

В 1989 году Кристиан Вандеррайст из Медонской обсерватории и его коллеги установили верхний предел, Ho <175 км / с / Мпк и ближе к Ho ≈ 105 км / с / Мпк, что близко к значению, полученному Э. Фалько в 1987 году.

Немного истории

В 1919 году знаменитый английский физик Артур Эддингтон снарядил экспедицию на остров Принсипи, расположенный рядом с западным побережьем Африки. В чем заключалась его миссия? Эддингтон хотел проверить удивительное предположение Альберта Эйнштейна, считавшего, что массивные тела искривляют пространство вокруг себя. В мае 1919 года на острове Принсипи произошло солнечное затмение, которое позволило Эддингтону сфотографировать звезды, располагающиеся на небе неподалеку от Солнца, и рассчитать их местоположение. Согласно выдвинутой Эйнштейном теории, полученные координаты звезд должны были в некоторой степени отличаться от фактического положения этих небесных тел в космическом пространстве. Через год, после тщательных расчетов Эддингтон наконец объявил, что положение звезд действительно отличается, причем, ровно настолько, насколько это предсказывал его коллега. Новость быстро облетела весь мир, и Альберт Эйнштейн стал самым известным физиком на свете. Эйнштейн продолжил работу над своей теорией и в 1936 году заявил, что свет от фонового объекта проходит по искривленной дуге, огибая массивное тело, расположенное перед ним, и формирует изображения этого самого фонового объекта, подобно тому, как свет преломляется, проходя через линзу. Эффект получил название «гравитационное линзирование». Однако впервые засечь этот эффект, увидев множество изображений одного квазара (активного ядра молодой галактики), сформированных благодаря расположенной впереди массивной галактике, астрономам удалось лишь в 1979 году.

Типы гравитационных Лицензирование

Теперь, когда астрономы могут наблюдать линзирование во Вселенной, они разделили такие явления на два типа: сильное линзирование и слабое линзирование. . Сильное линзирование довольно легко понять – если его можно увидеть человеческим глазом на изображении (скажем, с космического телескопа Хаббл ), то оно сильное. Слабое линзирование, с другой стороны , Невозможно обнаружить невооруженным глазом. Астрономы должны использовать специальные методы, чтобы наблюдать и анализировать этот процесс.

Из-за существования темной материи все далекие галактики имеют слабую линзу. Слабое линзирование используется для определения количества темной материи в заданном направлении в космосе. Это невероятно полезный инструмент для астрономов, помогающий им понять распределение темной материи в космосе. Сильное линзирование также позволяет им видеть далекие галактики такими, какими они были. в далеком прошлом, что дает им хорошее представление о том, какими были условия миллиарды лет назад. Это также увеличивает свет от v далеких объектов, таких как самые ранние галактики, и часто дает астрономам представление об активности галактик в их молодости.

Другой тип линзирования, называемый «микролинзирование», обычно вызывается прохождением звезды перед другим или против более удаленного объекта. Форма объекта не может быть искажена, как при более сильном линзировании, но сила света колеблется. Это говорит астрономам о вероятности микролинзирования. Интересно, что планеты также могут участвовать в микролинзировании, когда они проходят между нами и своими звездами.

История

Эддингтонасолнечного затмения

Генри Кавендиш в 1784 г. (в неопубликованной рукописи) и Иоганн Георг фон Зольднер в 1801 г. (опубликовано в 1804 г.) указали, что ньютоновская гравитация предсказывает, что звездный свет будет огибать массивный объект, как уже предполагалось Исаак Ньютон в 1704 году в его Queries №1 в своей книге Opticks. То же значение, что и у Сольднера, было вычислено Эйнштейном в 1911 году на основе только принципа эквивалентности. Однако Эйнштейн заметил в 1915 году, в процессе завершения общей теории относительности, что его (и, следовательно, результат Зольднера) 1911 года составляет лишь половину правильного значения. Эйнштейн стал первым, кто рассчитал правильное значение для отклонения света.

Первое наблюдение отклонения света было выполнено путем наблюдения за изменением положения звезд, когда они проходили около Солнца на небесная сфера. Наблюдения проводились в 1919 году Артуром Эддингтоном, Фрэнком Уотсоном Дайсоном и их сотрудниками во время полного солнечного затмения 29 мая. Солнечное затмение позволило наблюдать звезды около Солнца. Наблюдения проводились одновременно в городах Собрал, Сеара, Бразилия, и в Сан-Томе и Принсипи на западном побережье Африки. Наблюдения показали, что свет от звезд, проходящих близко к Солнцу, был слегка изогнут, так что звезды выглядели немного смещенными.

Крест Эйнштейна

Результат был признан впечатляющей новостью и попал на первые полосы большинства крупных газет. Это сделало Эйнштейна и его общую теорию относительности всемирно известной. На вопрос его помощника, какова была бы его реакция, если бы общая теория относительности не была подтверждена Эддингтоном и Дайсоном в 1919 году, Эйнштейн сказал: «Тогда мне было бы жаль дорогого Господа. Теория в любом случае верна». В 1912 году Эйнштейн предположил, что наблюдатель может видеть несколько изображений одного источника света, если свет отклоняется от массы. Этот эффект заставит массу действовать как своего рода гравитационная линза. Однако, поскольку он рассматривал только эффект отклонения вокруг одиночной звезды, он, казалось, пришел к выводу, что это явление вряд ли будет наблюдаться в обозримом будущем, поскольку необходимое выравнивание между звездами и наблюдателем будет крайне маловероятным. Несколько других физиков также размышляли о гравитационном линзировании, но все пришли к одному и тому же выводу, что его почти невозможно наблюдать.

Хотя Эйнштейн сделал неопубликованные расчеты по этому поводу, первое обсуждение гравитационной линзы в печати было Хвольсона, в короткой статье, в которой обсуждается «эффект ореола» гравитации, когда источник, линза и наблюдатель находятся в почти идеальном положении, которое теперь называется кольцом Эйнштейна.

. В 1936 году, после некоторых призывов со стороны Руди В. Мандл, Эйнштейн неохотно опубликовал в журнале Science короткую статью «Линзовидное действие звезды из-за отклонения света в гравитационном поле».

В 1937 году Фриц Цвикки сначала рассмотрел случай, когда недавно открытые галактики (которые в то время назывались « туманностями ») могли действовать и как источник, и как линза, и что из-за их массы и размеров эффект был значительным.

В 1963 году Ю. Г. Климов, С. Либес и Сьюр Рефсдал независимо друг от друга признали, что квазары являются идеальным источником света для эффекта гравитационной линзы.

Только в 1979 г. появилась первая гравитационная линза. обнаружен. Он стал известен как «Twin QSO », поскольку изначально выглядел как два идентичных квазизвездных объекта. (Он официально называется SBS 0957 + 561.) Эта гравитационная линза была обнаружена Деннисом Уолшем, Бобом Карсвеллом и Рэем Вейманном с помощью Китта. Национальная обсерватория Пик 2,1 метра телескоп.

В 1980-х годах астрономы поняли, что сочетание ПЗС-формирователей изображений и компьютеров позволит измерять яркость миллионов звезд каждую ночь. В плотном поле, таком как центр Галактики или Магеллановы облака, потенциально может быть обнаружено множество событий микролинзирования в год. Это привело к таким усилиям, как Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию или OGLE, которые охарактеризовали сотни таких событий, включая события OGLE-2016-BLG-1190Lb и OGLE- 2016-BLG-1195Lb.

Три класса

1. Сильное линзирование.

Там, где есть легко видимые искажения, такие как образование колец Эйнштейна, дуг и множественных изображений.

2. Слабое линзирование.

Где изменение фоновых источников намного меньше и может быть обнаружено только путем статистического анализа большого количества объектов, чтобы найти когерентные данные всего в несколько процентов. Объектив показывает статистически как предпочтительное растяжение фоновых материалов перпендикулярно направлению к центру. При измерении формы и ориентации большого количества отдаленных галактик их местоположения могут быть усреднены для измерения сдвига поля линзирования в любой области. Это, в свою очередь, может быть использовано для восстановления распределения массы: в частности, фоновое разделение темной материи может быть реконструировано. Поскольку галактики по своей природе эллиптические, а слабый гравитационный линзовый сигнал мал, в этих исследованиях необходимо использовать очень большое количество галактик. Данные изучения слабых линз должны тщательно избегать ряда важных источников систематической ошибки: внутреннюю форму, тенденцию функции рассеивания точки камеры искажать, а также возможность атмосферного видения изменять изображения.

Результаты этих исследований важны для оценки гравитационных линз в космосе, чтобы лучше понять и усовершенствовать модель Lambda-CDM и обеспечить проверку согласованности других наблюдений

Они могут также предоставить важное будущее ограничение темной энергии

3. Микролинзирование.

Где не видно никаких искажений в форме, но количество света, получаемого от фонового объекта, изменяется во времени. Предметом линзирования могут быть звезды в Млечном Пути, а источником фона являются шары в удаленной галактике или, в другом случае, еще более отосланный квазар. Эффект невелик, так что даже галактика с массой, превышающей массу Солнца в 100 миллиардов раз, создаст несколько изображений, разделенных всего парой угловых секунд. Галактические кластеры могут производить разнесение на минуты. В обоих случаях источники довольно далеки, многие сотни мегапарсек от нашей Вселенной.

Принцип

Геодезические в искаженном пространстве-времени.

Массивная звезда, такая как звезда, черная дыра или галактика, искривляет пространство-время в соответствии с законами общей теории относительности . Свет, всегда следуя кратчайшему пути, следует геодезическим в пространстве-времени, которые больше не являются прямыми линиями, и поэтому отклоняется гравитационным полем.

В отличие от оптических линз отклонение световых лучей максимально ближе к центру гравитационной линзы и минимально при удалении от этого центра. (Если наблюдатель находится очень смещен от центра, эффект будет незначительным, и фоновый источник будет виден почти нормально.) В результате гравитационная линза не имеет единой точки фокусировки, а вместо этого имеет «линию фокусировки». .

Таким образом, например, если ближняя галактика и далекий квазар находятся на одном луче зрения, то есть точно в одном направлении неба по отношению к наблюдателю, свет, исходящий от квазара, будет сильно отклонен. во время его прохождения около галактики. Лучи света, проходящие немного над галактикой, отклоняются вниз, в результате чего изображение квазара смещается вверх. С другой стороны, световые лучи, проходящие под галактикой, отклоняются вверх и создают изображение квазара, смещенное вниз. Таким образом, соседняя галактика, нарушая распространение света квазара, дает начало нескольким его изображениям.

Общее количество изображений определяется формой галактики и точностью совмещения. Иногда, когда выравнивание между двумя объектами идеальное, изображение удаленного объекта может быть изменено до такой степени, что оно принимает форму светового кольца, окружающего изображение ближнего объекта.

Наблюдая определенные галактики или определенные квазары, мы иногда наблюдаем любопытные оптические эффекты: их изображение удваивается, утраивается или даже увеличивается в пять раз на расстоянии нескольких угловых секунд или принимает форму изогнутых дуг вокруг центральной оси. Эти множественные изображения во всех точках находятся в идеальной корреляции . В дополнение к умножению изображений квазара, галактика также будет концентрировать свой свет и, следовательно, давать гораздо более яркие изображения. Этот эффект приветствуется при наблюдении за тускло освещенными телами.

Измерение слабого линзирования

Kaiser, Squires and Broadhurst (1995), Luppino Kaiser (1997) и Hoekstra et al. (1998) предписали метод инвертировать эффекты размытия и сдвига функции рассеяния точки (PSF), восстановив оценщик сдвига, не загрязненный систематическим искажением PSF. Этот метод (KSB +) является наиболее широко используемым методом измерения сдвига при слабом линзировании.

Галактики имеют случайное вращение и наклон. В результате эффекты сдвига при слабом линзировании должны определяться статистически предпочтительными ориентациями. Основной источник ошибок в измерениях линз происходит из-за свертки PSF с линзируемым изображением. Метод KSB измеряет эллиптичность изображения галактики. Сдвиг пропорционален эллиптичности. Объекты на линзовых изображениях параметризованы в соответствии с их взвешенными квадрупольными моментами. Для идеального эллипса взвешенные квадрупольные моменты связаны с взвешенной эллиптичностью. KSB вычисляет, как взвешенная мера эллиптичности связана со сдвигом, и использует тот же формализм для устранения эффектов PSF.

Основными преимуществами KSB являются его математическая простота и относительно простая реализация. Однако KSB основан на ключевом предположении, что PSF имеет форму круга с анизотропным искажением. Это разумное предположение для съемок космического сдвига, но для следующего поколения съемок (например, LSST ) может потребоваться гораздо лучшая точность, чем может обеспечить KSB.

Поиск гравитационных линз

Большинство гравитационных линз в прошлом были обнаружены случайно

Поиск гравитационных линз в северном полушарии (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), проведенный в радиочастотах с использованием очень большой матрицы (VLA) в Нью-Мексико, привел к открытию 22 новых систем линзирования, что стало важной вехой. Это открыло совершенно новый путь для исследований, начиная от поиска очень далеких объектов до определения значений космологических параметров, чтобы мы могли лучше понять Вселенную

Подобные поиски в южном полушарии были бы очень хорошим шагом на пути к дополнению поисков в северном полушарии, а также к достижению других целей для изучения. Если такой поиск проводится с использованием хорошо откалиброванных и хорошо параметризованных инструментов и данных, можно ожидать результата, аналогичного северному исследованию. Использование данных обзора Австралийского телескопа 20 ГГц (AT20G), собранных с помощью Австралийского телескопа Compact Array (ATCA), является таким набором данных. Поскольку данные были собраны с использованием одного и того же инструмента, поддерживающего очень строгое качество данных, мы должны ожидать получения хороших результатов от поиска. Обзор AT20G — это слепой обзор на частоте 20 ГГц в радиодиапазоне электромагнитного спектра. Из-за использования высокой частоты вероятность обнаружения гравитационных линз возрастает по мере увеличения относительного количества компактных ядерных объектов (например, квазаров) (Sadler et al. 2006)

Это важно, поскольку линзирование легче обнаружить и идентифицировать в простых объектах по сравнению со сложными объектами. Этот поиск включает использование интерферометрических методов для идентификации кандидатов и последующего наблюдения за ними с более высоким разрешением для их идентификации

Полная информация о проекте в настоящее время находится в разработке для публикации.

Методы микролинзирования использовались для поиска планет за пределами нашей солнечной системы. Статистический анализ конкретных случаев наблюдаемого микролинзирования за период с 2002 по 2007 гг. Показал, что большинство звезд в галактике Млечный Путь находились по крайней мере с одной планетой, вращающейся по орбите в пределах от 0,5 до 10 а.>В статье 2009 года в Science Daily группа ученых во главе с космологом из Национальной лаборатории Лоуренса Беркли Министерства энергетики США добилась значительного прогресса в расширении использования гравитационного линзирования для изучения гораздо более старых и меньших структур, чем это было возможно ранее. заявляя, что слабое гравитационное линзирование улучшает измерения далеких галактик.

Астрономы из Института Макса Планка по астрономии в Гейдельберге, Германия, результаты которого приняты к публикации 21 октября 2013 г. в Astrophysical Journal Letters (arXiv.org), обнаружена самая далекая в то время галактика с гравитационной линзой, названная J1000 + 0221 с использованием космического телескопа Хаббла НАСА pe. Хотя она остается самой далекой из известных галактик с линзированием с четырьмя изображениями, еще более далекая галактика с линзированием с двумя изображениями была впоследствии обнаружена международной группой астрономов с помощью комбинации космического телескопа Хаббла и телескопа Кека. визуализация и спектроскопия. Об открытии и анализе линзы IRC 0218 было опубликовано в Astrophysical Journal Letters 23 июня 2014 года.

Исследование опубликовано 30 сентября 2013 года в онлайн-издании. из Physical Review Letters, под руководством Университета Макгилла в Монреале, Квебек, Канада, обнаружил B-режимы, которые образуются из-за эффекта гравитационного линзирования с помощью телескопа Южного полюса Национального научного фонда Национального научного фонда и с помощью космической обсерватории Гершеля. Это открытие откроет возможности для проверки теорий происхождения нашей Вселенной.

Abell 2744скопление галактикгалактикигравитационного линзирования