Гравитациялық линза эффектісі арқылы астрономиялық құбылыс

Кіріспе

Гравитациялық линза әсерінен туындаған астрономиялық құбылыс. Гравитациялық микролинзалау – гравитациялық линза әсерінен туындаған астрономиялық құбылыс. Ол планета массасынан жұлдыз массасына дейінгі объектілерді, олардың шығаратын жарығына қарамастан, анықтауға мүмкіндік береді. Әдетте, астрономдар тек жарық шығаратын жарқын объектілерді (жұлдыздар) немесе артқы жарықты кедергілейтін ірі объектілерді (газ және шаң бұлттары) ғана анықтай алады. Бұл объектілер галактика массасының аз бөлігін құрайды. Микролинзалау жарық аз шығаратын немесе мүлдем жарық шығармайтын объектілерді зерттеуге мүмкіндік береді. Алшақ жұлдыз немесе квазар, алдыңғы жолдағы массивті, ықшам объектімен жеткілікті дәл тураланғанда, Альберт Эйнштейн 1915 жылы талқылағандай, оның гравитациялық өрісінен туындаған жарықтың бұрылуы екі бұрмаланған бейнеге (көбінесе ажыратылмаған) әкеледі, нәтижесінде байқалатын ұлғайту пайда болады. Уақытша жарқыраудың мерзімі алдыңғы жолдағы объектінің массасына, сондай-ақ артқы "көз" мен алдыңғы "линза" объектісі арасындағы салыстырмалы қозғалысына байланысты. Оңтайлы түрде тураланған микролинзалар линза мен көзден шығатын сәулелену арасында анық аралықты қамтамасыз етеді. Ол алшақ көзді ашады, оның көлемін және/немесе жарықтығын арттырады. Бұл қоңыр ергежейлілер, қызыл ергежейлілер, планеталар, ақ ергежейлілер, нейтронды жұлдыздар, қара тесіктер және массивті, ықшам гало объектілері сияқты әлсіз немесе қараңғы объектілердің популяциясын зерттеуге мүмкіндік береді. Мұндай линзалау барлық толқын ұзындығында жұмыс істейді, кез келген электромагниттік сәулелену шығаратын алшақ көз объектілері үшін кең ауқымды бұрмалауды ұлғайтады және тудырады. Микролинзалау арқылы оқшауланған объекті алғаш рет 1989 жылы анықталды. Содан бері микролинзалау қара материяның сипатын шектеу, экзопланеталарды анықтау, алшақ жұлдыздардағы жарық өшуін зерттеу, екі жұлдыз популяциясын шектеу және Күн жүйесінің дискісінің құрылымын зерттеу үшін қолданылды. Микролинзалау сондай-ақ қоңыр жұлдыздар мен қара тесіктер сияқты қараңғы объектілерді табу, жұлдыздық дақтарды зерттеу, жұлдыздық айналуды өлшеу және квазарларды, соның ішінде олардың аккрециялық дискілерін зерттеу үшін де ұсынылды. 2018 жылы микролинзалау Икарды анықтау үшін қолданылды, ол сол кездегі ең алшақ жұлдыз болатын.

Astronomical phenomenon due to the gravitational lens effect

Gravitational microlensing is an astronomical phenomenon caused by the gravitational lens effect. It can be used to detect objects that range from the mass of a planet to the mass of a star, regardless of the light they emit. Typically, astronomers can only detect bright objects that emit much light (stars) or large objects that block background light (clouds of gas and dust). These objects make up only a minor portion of the mass of a galaxy. Microlensing allows the study of objects that emit little or no light. When a distant star or quasar gets sufficiently aligned with a massive compact foreground object, the bending of light due to its gravitational field, as discussed by Albert Einstein in 1915, leads to two distorted images (generally unresolved), resulting in an observable magnification. The time scale of the transient brightening depends on the mass of the foreground object as well as on the relative proper motion between the background 'source' and the foreground 'lens' object. Ideally aligned microlensing produces a clear buffer between the radiation from the lens and source objects. It magnifies the distant source, revealing it or enhancing its size and/or brightness. It enables the study of the population of faint or dark objects such as brown dwarfs, red dwarfs, planets, white dwarfs, neutron stars, black holes, and massive compact halo objects. Such lensing works at all wavelengths, magnifying and producing a wide range of possible warping for distant source objects that emit any kind of electromagnetic radiation. Microlensing by an isolated object was first detected in 1989. Since then, microlensing has been used to constrain the nature of the dark matter, detect exoplanets, study limb darkening in distant stars, constrain the binary star population, and constrain the structure of the Milky Way's disk. Microlensing has also been proposed as a means to find dark objects like brown dwarfs and black holes, study starspots, measure stellar rotation, and probe quasars including their accretion disks. Microlensing was used in 2018 to detect Icarus, then the most distant star ever observed.

Қалай жұмыс істейді

Микролинзалау гравитациялық линза эффектісіне негізделген. Массивті объект (линза) алысқандағы жарқын объектінің (көздің) жарығын бұрмалайды. Бұл алысқандағы көздің бірнеше бұрмаланған, ұлғайтылған және жарықтанған кескіндерін тудырады. Микролинзалаудың пайда болуына күшті гравитациялық линза және әлсіз гравитациялық линза сияқты физикалық эффект әсер етеді, бірақ оны зерттеу әдістері өте ерекше. Күшті және әлсіз линзада линзаның массасы жеткілікті үлкен (галактиканың немесе галактикалар шоғырының массасы) болады, сондықтан линзаның жарықты ығыстыруын Хаббл ғарыш телескопы сияқты жоғары ажыратымды телескоппен анықтауға болады. Микролинзалау кезінде линзаның массасы өте кішкентай (планетаның немесе жұлдыздың массасы) болады, сондықтан жарықтың ығысуын оңай байқау мүмкін емес, бірақ көздің көрінетін жарықтығын анықтауға болады. Мұндай жағдайда линза көзге өте біраз уақыт ішінде, миллиондаған жылдар емес, секундтардан жылдарға дейін жақындап өтеді. Түзеткіштің өзгеруімен көздің көрінетін жарықтығы да өзгереді, осыны бақылап оқиғаны анықтауға және зерттеуге болады. Осылайша, күшті және әлсіз гравитациялық линзалардан айырмашылығы, микролинзалау – адам уақыт масштабындағы көзқарас бойынша уақытша астрономиялық құбылыс, сондықтан уақыт домені астрономиясының пәні. Күшті және әлсіз линзадан айырмашылығы, микролинзалаудың пайда болуын бір ғана байқау арқылы анықтауға болмайды. Оның орнына, фотометрияны қолданып, уақыт өте келе көздің жарықтығының өсуін және төмендеуін бақылау керек. Жарықтық пен уақыт арасындағы бұл тәуелділік жарық қисығы деп аталады. Микролинзаның типтік жарық қисығы төменде көрсетілген:

Типикалық микролинзалау оқиғасының пішіні өте қарапайым, және тек бір физикалық параметрді алуға болады: уақыт шкаласы, ол линзаның массасына, қашықтығына және жылдамдығына байланысты. Дегенмен, линзалау оқиғасының пішініне әсер ететін бірнеше фактор бар:

Линза массасының таралуы. Егер линза массасы бір нүктеге шоғырланбаса, жарық қисығы күрт өзгеше болуы мүмкін, әсіресе қоздырғыш қиылысу оқиғаларында, онда жарық қисығында күшті шыңдар пайда болады. Микролинзалауда, бұл линза екі жұлдыздан немесе планеталық жүйеден тұрғанда байқалады. Көздің шекті мөлшері. Өте жарық немесе тез өзгеретін микролинзалау оқиғаларында, мысалы, қоздырғыш қиылысу оқиғаларында, бастапқы жұлдызды өте кішкентай жарық нүктесі ретінде қарастыруға болмайды: жұлдыздың дискісінің мөлшері және тіпті шеттерінің қараңғылауы экстремалды ерекшеліктерді өзгерте алады. Параллакс. Айлар бойы созылатын оқиғалар үшін Жердің Күн төңірегінде қозғалысы түзеткіштің сәл өзгеруіне әкеліп, жарық қисығына әсер етеді. Қазіргі уақытта ерекше микролинзалау оқиғаларына, әсіресе экзопланеталарды табуға мүмкіндік беретін оқиғаларға көбірек назар аударылады. Микролинзалау оқиғаларынан қосымша ақпарат алудың тағы бір жолы – оқиға барысында көздің орнындағы астрометриялық өзгерістерді өлшеу және тіпті интерферометрия арқылы жеке кескіндерді анықтау. Микролинзалау кескіндерін алғаш рет сәтті ажырату өте үлкен телескоп интерферометрінде (VLTI) орнатылған GRAVITY құралымен жүзеге асырылды. Егер көздің екі кескіні ажыратылмаса (яғни қол жетімді құралдармен бөлек анықталмайды), өлшенген орын екі орынның жарықтығымен салмақталған орташасы болады. Бұл орталық нүктесі деп аталады. Егер көз, мысалы, линзаның «оң жағында» болса, онда бір кескін көздің нақты орнына өте жақын болады, ал екіншісі сол жағындағы линзаға өте жақын болады және өте кішкентай немесе күңгірт болады. Бұл жағдайда орталық нүкте көздің орнымен сәйкес келеді. Егер көздің аспандағы орны линзаның орнына жақын және оң жақта болса, негізгі кескін нақты көз орнының оң жағында болады, ал орталық нүкте нақты орынның оң жағында болады. Бірақ көз аспандағы линза орнына жақындаған сайын, екі кескін де симметриялы және жарықтығы жағынан тең болады, ал орталық нүкте қайтадан көздің нақты орнына өте жақын болады. Түзеткіш дұрыс орналасқанда, орталық нүкте көзбен (және линзамен) дәл бірдей орналасады. Бұл жағдайда екі кескін емес, линзаның айналасында Эйнштейн сақинасы пайда болады.

Lens mass distribution. If the lens mass is not concentrated in a single point, the light curve can be dramatically different, particularly with caustic crossing events, which may exhibit strong spikes in the light curve. In microlensing, this can be seen when the lens is a binary star or a planetary system. Finite source size. In extremely bright or quickly changing microlensing events, like caustic crossing events, the source star cannot be treated as an infinitesimally small point of light: the size of the star's disk and even limb darkening can modify extreme features. Parallax. For events lasting for months, the motion of the Earth around the Sun can cause the alignment to change slightly, affecting the light curve. Most focus is currently on the more unusual microlensing events, especially those that might lead to the discovery of extrasolar planets. Another way to get more information from microlensing events involves measuring the astrometric shifts in the source position during the course of the event and even resolving the separate images with interferometry. The first successful resolution of microlensing images was achieved with the GRAVITY instrument on the Very Large Telescope Interferometer (VLTI). When the two images of the source are not resolved (that is, are not separately detectable by the available instruments), the measured position is an average of the two positions, weighted by their brightness. This is called the position of the centroid. If the source is, say, far to the "right" of the lens, then one image will be very close to the true position of the source and the other will be very close to the lens on its left side, and very small or dim. In this case, the centroid is practically in the same position as the source. If the sky position of the source is close to that of the lens and on the right, the main image will be a bit further to the right of the true source position, and the centroid will be to the right of the true position. But as the source gets even closer in the sky to the lens position, the two images become symmetrical and equal in brightness, and the centroid will again be very close to the true position of the source. When alignment is perfect, the centroid is exactly at the same position as the source (and the lens). In this case, there will not be two images but an Einstein ring around the lens.

Микролинзаларды бақылау

Іс жүзінде, қажетті туралау өте дәл және болжау қиын болғандықтан, микролинзалау сирек кездеседі. Сондықтан оқиғалар көбінесе зерттеулер арқылы табылады, олар бірнеше жыл бойы әрбір бірнеше күнде ондаған миллиондаған потенциалды көз жұлдыздардың фотометриялық бақылауын жүргізеді. Мұндай зерттеулерге қолайлы тығыз фондық өрістер – жақын орналасқан галактикалар, мысалы Магеллан бұлттары мен Андромеда галактикасы, сондай-ақ Құс жолының орталық бөлігі. Әр жағдайда зерттелген линзалық популяция Жер мен көз өрісі арасындағы объектілерді қамтиды: орталық бөлік үшін линзалық популяция – Құс жолы дискісіндегі жұлдыздар, ал сыртқы галактикалар үшін – Құс жолының галосы, сондай-ақ басқа галактикадағы объектілер. Бұл линзалық популяциядағы объектілердің тығыздығы, массасы және орналасуы осы бағыттағы микролинзалау жиілігін анықтайды, ол микролинзалаудың оптикалық тереңдігі деп аталатын шамамен сипатталады. (Бұл оптикалық тереңдіктің жалпы мағынасымен шатастырылмауы керек, бірақ олар кейбір қасиеттерді бөліседі.) Оптикалық тереңдік – бұл белгілі бір уақытта микролинзалауға ұшыраған көз жұлдыздардың орташа үлесі немесе, балама ретінде, белгілі бір уақытта берілген көз жұлдызының линзалауға ұшырау ықтималдығы. MACHO жобасы Үлкен Магеллан бұлттарына (LMC) қарай оптикалық тереңдікті 1,2 × 10−7, ал орталық бөлікке қарай 2,43 × 10−6, яғни шамамен 400 000-нан 1-ге тең деп тапты. Іздеуді қиындататын фактор – микролинзалауға ұшыраған әрбір жұлдызға қарамастан, мыңдаған жұлдыздар басқа себептермен жарықтығын өзгертеді (әдеттегі көз өрісіндегі жұлдыздардың шамамен 2%-ы табиғи түрде өзгеретін жұлдыздар) және басқа уақытша құбылыстар (мысалы, жаңа жұлдыздар мен суперновалар) болады, оларды нағыз микролинзалау оқиғаларын табу үшін іріктеу керек. Микролинзалау оқиғасы анықталғаннан кейін, оны байқаған бақылау бағдарламасы әдетте оның табылуы туралы қауымдастыққа хабарлайды, сонда басқа мамандандырылған бағдарламалар оқиғаны одан да жан-жақты зерттей алады, әдеттегі жарық қисығынан қызықты ауытқуларды табуға үміттенеді. Себебі осы ауытқулар – әсіресе экзопланеталарға байланысты – анықтау үшін сағаттық бақылауды қажет етеді, ал зерттеу бағдарламалары жаңа оқиғаларды іздегенде мұны қамтамасыз ете алмайды. Қазіргі таңда микролинзалауды зерттеушілер үшін шектеулі бақылау ресурстарымен жүргізіліп жатқан оқиғаларды егжей-тегжейлі зерттеу үшін қалай басымдық беру мәселесі өте маңызды.

In practice, because the alignment needed is so precise and difficult to predict, microlensing is very rare. Events, therefore, are generally found with surveys, which photometrically monitor tens of millions of potential source stars, every few days for several years. Dense background fields suitable for such surveys are nearby galaxies, such as the Magellanic Clouds and the Andromeda galaxy, and the Milky Way bulge. In each case, the lens population studied comprises the objects between Earth and the source field: for the bulge, the lens population is the Milky Way disk stars, and for external galaxies, the lens population is the Milky Way halo, as well as objects in the other galaxy itself. The density, mass, and location of the objects in these lens populations determines the frequency of microlensing along that line of sight, which is characterized by a value known as the optical depth due to microlensing. (This is not to be confused with the more common meaning of optical depth, although it shares some properties.) The optical depth is, roughly speaking, the average fraction of source stars undergoing microlensing at a given time, or equivalently the probability that a given source star is undergoing lensing at a given time. The MACHO project found the optical depth toward the LMC to be 1.2×10−7, and the optical depth toward the bulge to be 2.43×10−6 or about 1 in 400,000. Complicating the search is the fact that for every star undergoing microlensing, there are thousands of stars changing in brightness for other reasons (about 2% of the stars in a typical source field are naturally variable stars) and other transient events (such as novae and supernovae), and these must be weeded out to find true microlensing events. After a microlensing event in progress has been identified, the monitoring program that detects it often alerts the community to its discovery, so that other specialized programs may follow the event more intensively, hoping to find interesting deviations from the typical light curve. This is because these deviations – particularly ones due to exoplanets – require hourly monitoring to be identified, which the survey programs are unable to provide while still searching for new events. The question of how to prioritize events in progress for detailed followup with limited observing resources is very important for microlensing researchers today.

Тарих

Исаак Ньютон 1704 жылдан 1718 жылға дейін жазылған "Сұрақтар" (1-сурет) кітабында жарық сәулесінің гравитациялық күш әсерінен бұрылу мүмкіндігін ойлады. 1801 жылы Иоганн Георг фон Солднер Ньютонның гравитациялық теориясы бойынша жұлдыздан келетін жарық сәулесінің бұрылу шамасын есептеп шығарды. 1915 жылы Альберт Эйнштейн жалпы салыстырмалылық теориясы негізінде бұрылу мөлшерін дұрыс болжады, ол фон Солднердің болжамынан екі есе көп болды. Эйнштейннің болжамын 1919 жылы Артур Эддингтон басқарған экспедиция растады, бұл жалпы салыстырмалылық теориясының маңызды жетістігі болды. 1924 жылы Орест Чвольсон линзалау арқылы жұлдыздың бірнеше бейнесін алуға болатынын анықтады. 1936 жылы Эйнштейн микролинзалаудың негізі болатын, көздің жарқырауының дұрыс болжамын жариялады. Ол бұл құбылысты байқаудың қиын екенін айтты. Гравитациялық линзалаудың қазіргі теориялық негіздері Ю. Климов (1963), Сидни Либс (1964) және Сюр Рефсдал (1964) еңбектерінде қалыптасты. Питер Янг көптеген жұлдыздардың бірдей әсерін ескеру үшін талдауды кеңейту қажеттігін түсінді. Бодан Пачиньский алғаш рет осы құбылысты сипаттау үшін "микролинзалау" терминін қолданды. Бұл типтегі микролинзалауды анықтау қиын, себебі квазарлардың өзіндік өзгеруіне байланысты, бірақ 1989 жылы Майк Ирвин және әріптестері "Эйнштейн Кресі" квазарының төрт бейнесінің бірінде микролинзалауды байқады. 1986 жылы Пачиньский жақын галактикадағы жұлдыздарды бақылау арқылы Галактикалық галодағы массивті, ықшам объектілер (MACHO) түріндегі қараңғы материяны іздеу үшін микролинзалауды қолдануды ұсынды. Оның баяндамасын тыңдаған екі топ физиктер астрономдармен бірігіп, ағылшын-австралиялық MACHO және француздық EROS ынтымақтастықтарын құрды. 1986 жылы Роберт Немирофф микролинзалаудың болу ықтималдығын болжады және 1987 жылғы диссертациясында әртүрлі линза-көз конфигурациялары үшін микролинзалаудың негізгі жарық қисықтарын есептеп шығарды. 1991 жылы Мао мен Пачиньский микролинзалауды жұлдыздардың серіктерін табу үшін қолдануға болатынын ұсынды, ал 1992 жылы Гульд пен Лоеб микролинзалауды экзопланеталарды анықтау үшін пайдалануға болатынын көрсетті. 1992 жылы Пачиньский Галактикалық орталыққа бағытталған оқиғаларды іздеуді бастаған Оптикалық гравитациялық линзалау экспериментіне (OGLE) негіз салды. 1993 жылы MACHO және EROS Nature журналында Ірі Магеллан бұлты бағытындағы қара материяның әсерінен туындауы мүмкін екі микролинзалау оқиғасы туралы бірден-бір мақала жариялады. Осы жылдары Сунь Хун Ри зерттеуден алынған оқиғалар үшін экзопланеталық микролинзалау теориясы бойынша жұмыс істеді. MACHO ынтымақтастығы 1999 жылы аяқталды. Олардың деректері қараңғы галоның 100% -ы MACHO-дан тұрады деген гипотезаны жоққа шығарды, бірақ олар гало массасының шамамен 20% құрайтын түсіндірілмейтін артықшылықты тапты, бұл MACHO-ға немесе Үлкен Магеллан бұлтындағы линзаларға байланысты болуы мүмкін. EROS кейіннен MACHO-ның жоғарғы шектерін одан да күшейтті, және қазіргі уақытта қара материяға байланысты болуы мүмкін гало микролинзасының артық болуы бар-жоғы белгісіз. Қазіргі уақытта жүргізіліп жатқан SuperMACHO жобасы MACHO нәтижелеріне жауапты линзаларды табуға тырысады. Қара материя мәселесін шешпегеніне қарамастан, микролинзалау көптеген қолданбалар үшін пайдалы құрал болып танылды. Галактикалық орталыққа қарай жыл сайын жүздеген микролинзалау оқиғалары анықталады, мұнда микролинзалаудың оптикалық тереңдігі (Галактикалық дискідегі жұлдыздарға байланысты) Галактикалық гало арқылы қарағанда 20 есе артық. 2007 жылы OGLE жобасы 611 оқиға кандидатын анықтады, ал MOA жобасы (Жапония мен Жаңа Зеландияның ынтымақтастығы) 488 анықтады (барлық кандидаттар микролинзалау оқиғалары болып табылмайды, және екі жоба арасында елеулі үйлесім бар). Осы зерттеулерден басқа, күннен тыс планеталарды анықтау мақсатында, қызықты оқиғаларды егжей-тегжейлі зерттеу үшін жалғастыру жобалары жүргізілуде. Бұларға MiNDSTEp, RoboNet, MicroFUN және PLANET кіреді. 2020 жылдың қыркүйегінде микролинзалау әдістерін қолданған астрономдар алғаш рет кез-келген жұлдызға байланбаған және Галактикада еркін жүзіп жүрген жер массасы бар планетаны анықтағанын хабарлады. Микролинзалау көзді ұлғайту ғана емес, оның көрінетін орнын да өзгертеді. Бұл ұлғайтудан ұзаққа созылады және линзаның массасын анықтау үшін қолданылуы мүмкін. 2022 жылы осы әдіс алғашқы рет оқшауланған жұлдыздық массалы қара тесікті анықтау үшін қолданылғаны туралы хабарланды, бұл Hubble ғарыш телескопының 2011 жылдың тамызынан бастап алты жылға созылған байқауларының нәтижесінде болды. Қара тесіктің массасы шамамен 7 күн массасына тең және Сарышаян шоқжұлдызында шамамен арақашықтықта орналасқан, ал жұлдыз шамамен арақашықтықта. Галактикамызда миллиондаған оқшауланған қара тесіктер бар, және оқшауланғандықтан олардың айналасынан аз сәуле шығады, сондықтан оларды микролинзалау арқылы ғана анықтауға болады. Авторлар болашақта Nancy Grace Roman ғарыш телескопы және Vera C. Rubin обсерваториясы сияқты жаңа құралдармен одан да көптерін табады деп күтеді.

Already in his book The Queries (query number 1), expanded from 1704 to 1718, Isaac Newton wondered if a light ray could be deflected by gravity. In 1801, Johann Georg von Soldner calculated the amount of deflection of a light ray from a star under Newtonian gravity. In 1915 Albert Einstein correctly predicted the amount of deflection under General Relativity, which was twice the amount predicted by von Soldner. Einstein's prediction was validated by a 1919 expedition led by Arthur Eddington, which was a great early success for General Relativity. In 1924 Orest Chwolson found that lensing could produce multiple images of the star. A correct prediction of the concomitant brightening of the source, the basis for microlensing, was published in 1936 by Einstein. Because of the unlikely alignment required, he concluded that "there is no great chance of observing this phenomenon". Gravitational lensing's modern theoretical framework was established with works by Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964), and Sjur Refsdal (1964). Peter J. Young then appreciated that the analysis needed to be extended to allow for the simultaneous effect of many stars. Bohdan Paczyński first used the term "microlensing" to describe this phenomenon. This type of microlensing is difficult to identify because of the intrinsic variability of quasars, but in 1989 Mike Irwin et al. published detection of microlensing of one of the four images in the "Einstein Cross" quasar in Huchra's Lens. In 1986, Paczyński proposed using microlensing to look for dark matter in the form of massive compact halo objects (MACHOs) in the Galactic halo, by observing background stars in a nearby galaxy. Two groups of particle physicists working on dark matter heard his talks and joined with astronomers to form the Anglo Australian MACHO collaboration and the French EROS collaboration. In 1986, Robert J. Nemiroff predicted the likelihood of microlensing and calculated basic microlensing induced light curves for several possible lens source configurations in his 1987 thesis. In 1991 Mao and Paczyński suggested that microlensing might be used to find binary companions to stars, and in 1992 Gould and Loeb demonstrated that microlensing can be used to detect exoplanets. In 1992, Paczyński founded the Optical Gravitational Lensing Experiment, which began searching for events in the direction of the Galactic bulge. The first two microlensing events in the direction of the Large Magellanic Cloud that might be caused by dark matter were reported in back to back Nature papers by MACHO and EROS in 1993, and in the following years, events continued to be detected. During this time, Sun Hong Rhie worked on the theory of exoplanet microlensing for events from the survey. The MACHO collaboration ended in 1999. Their data refuted the hypothesis that 100% of the dark halo comprises MACHOs, but they found a significant unexplained excess of roughly 20% of the halo mass, which might be due to MACHOs or to lenses within the Large Magellanic Cloud itself. EROS subsequently published even stronger upper limits on MACHOs, and it is currently uncertain as to whether there is any halo microlensing excess that could be due to dark matter at all. The SuperMACHO project currently underway seeks to locate the lenses responsible for MACHO's results. Despite not solving the dark matter problem, microlensing has been shown to be a useful tool for many applications. Hundreds of microlensing events are detected per year toward the Galactic bulge, where the microlensing optical depth (due to stars in the Galactic disk) is about 20 times greater than through the Galactic halo. In 2007, the OGLE project identified 611 event candidates, and the MOA project (a Japan New Zealand collaboration) identified 488 (although not all candidates turn out to be microlensing events, and there is a significant overlap between the two projects). In addition to these surveys, follow up projects are underway to study in detail potentially interesting events in progress, primarily with the aim of detecting extrasolar planets. These include MiNDSTEp, RoboNet, MicroFUN and PLANET. In September 2020, astronomers using microlensing techniques reported the detection, for the first time, of an earth mass rogue planet unbounded by any star, and free floating in the Milky Way galaxy. Microlensing not only magnifies the source but also moves its apparent position. The duration of this is longer than that of the magnification, and can be used to find the mass of the lens. In 2022 it was reported that this technique was used to make the first unambiguous detection of an isolated stellar mass black hole, using observations by the Hubble Space Telescope stretching over six years, starting in August 2011 shortly after the microlensing event was detected. The black hole has a mass of about 7 times the solar mass and is about away, in Sagittarius, while the star is about away. There are millions of isolated black holes in our galaxy, and being isolated very little radiation is emitted from their surroundings, so they can only be detected by microlensing. The authors expect that many more will be found with future instruments, specifically the Nancy Grace Roman Space Telescope and the Vera C. Rubin Observatory.

Экстремалды микролинзалық оқиғалар

Микролинзаның типтік оқиғасында жарық қисығы көздің нүктелік екенін, линзаның бір нүктелік масса екенін және линзаның түзу сызықта қозғалатынын ескере отырып жақсы сәйкес келеді: нүктелік көз – нүктелік линза жуықтауы. Мұндай оқиғаларда өлшенетін жалғыз физикалық маңызды параметр – Эйнштейннің уақыт өлшемі. Дегенмен, кейбір жағдайларда оқиғаларды талдау арқылы Эйнштейн бұрышы мен параллакс сияқты қосымша параметрлерді анықтауға болады: және Бұларға өте жоғары ұлғайту оқиғалары, екі линзалы жүйелер, параллакс, ксалларап оқиғалары және линзаның көрінетін оқиғалары жатады.

Эйнштейн бұрышын беретін оқиғалар

Эйнштейн бұрышы жердегі телескоптан тікелей көруге тым кішкентай болғанымен, оны бақылау үшін бірнеше техникалар ұсынылған. Егер линза бастапқы жұлдыздың тікелей алдынан өтетін болса, онда бастапқы жұлдыздың өлшемі маңызды параметр болып табылады. Бастапқы жұлдызды нүкте емес, аспандағы диск ретінде қарастыру қажет, бұл нүктелік көздің жуықтауын бұзады және линзаның көзден өту уақытына дейін созылатын дәстүрлі микролинзалық қисықтан ауытқуға себеп болады, бұл шекті көздің жарық қисығы деп аталады. Бұл ауытқудың ұзақтығы линзаның бастапқы жұлдыздың дискісін кесіп өтуіне қажетті уақытты анықтау үшін қолданылуы мүмкін. Егер бастапқы жұлдыздың бұрыштық мөлшері белгілі болса, Эйнштейн бұрышын анықтауға болады.

Мұндай өлшемдер сирек кездеседі, себебі олар көз бен линза арасындағы өте нақты сәйкестікті талап етеді. Олардың болу ықтималдығы жоғарырақ, егер бұрыштық мөлшері (салыстырмалы түрде) үлкен болса, яғни, жақын орналасқан алып жұлдыздар үшін, олардың баяу қозғалатын, аз массалы линзалары көздің жанынан өтетін болса. Шекті көз оқиғаларында, көз жұлдызының әртүрлі бөліктері оқиға барысында әртүрлі уақытта әртүрлі деңгейде ұлғайтылады. Осы оқиғаларды бастапқы жұлдыздың қараңғылауын зерттеу үшін пайдалануға болады.

Бинарлы линзалар

Егер линза Эйнштейн радиусының шамамен тең арақашықтығы бар екі жұлдыз болса, онда ұлғайту үлгісі жалғыз жұлдыз линзаларына қарағанда күрделірек болады. Бұл жағдайда, линза көзден алыс болғанда әдетте үш бейне пайда болады, бірақ екі қосымша бейне туындайтын сәйкестіктердің диапазоны бар. Бұл сәйкестіктер каустикалар деп аталады. Осы сәйкестіктерде, көздің ұлғаюы нүктелік көз жақындауынша формальды түрде шексіз болады. Екі линзадағы каустикалық қиылыстар, жалғыз линзаға қарағанда линза геометриясының кеңірек диапазонында болуы мүмкін. Егер осы каустикалық қиылысу уақытын өлшеуге болады және егер көздің бұрыштық радиусы белгілі болса, онда Эйнштейн бұрышын қайта анықтауға болады. Жалғыз линзадағыдай, егер көздің ұлғаюы формальды түрде шексіз болса, екі линза көз жұлдызының әртүрлі бөліктерін әртүрлі уақытта ұлғайтады. Осылайша, олар көздің құрылымын және оның шеттерінің қараюын зерттей алады. Екі линза оқиғасының анимациясын осы YouTube видеосынан табуға болады.

Эйнштейн параллаксын туғызатын оқиғалар

Принцип бойынша, Эйнштейн параллаксын екі бақылаушы бір мезгілде әртүрлі орналасқан жерлерден, мысалы, Жерден және алыс ғарыш кемесінен бір оқиғаны бақылап өлшеуге болады. Екі бақылаушының байқаған күшейтудің айырмашылығы линзаның қозғалысына перпендикуляр компонентін анықтайды, ал ең жоғары күшейту уақытындағы айырмашылық линзаның қозғалысына параллель компонентін анықтайды. Бұл тікелей өлшеу «Spitzer» ғарыш телескопы арқылы тіркелген. Ерекше жағдайларда, айырмашылықтар тіпті Жердегі әртүрлі телескоптардан байқалатын шағын айырмашылықтар арқылы, яғни жер параллаксі арқылы да өлшенуі мүмкін. Эйнштейн параллаксын орбиталық параллакс арқылы да өлшеуге болады; Жердің Күнді айналуы және Күннің Галактикадағы қозғалысы бақылаушының қозғалысын тудырады, соның салдарынан микролинзалық оқиға әр бақылау кезінде әртүрлі бұрыштардан байқалады. Бұл туралы алғаш рет 1995 жылы хабарланған, содан бері бірнеше оқиғалар бойынша хабарламалар жасалған. Нүктелік линза оқиғаларында параллакс, ұзақ мерзімді оқиғалар үшін жақсы өлшенеді, яғни баяу қозғалатын, төмен массалы және бақылаушыға жақын линзалар үшін. Егер бастапқы жұлдыз екі жұлдыздан тұратын болса, онда оның да қосымша салыстырмалы қозғалысы болады, бұл жарық қисығында байқалатын өзгерістерге әкелуі мүмкін. Бұл эффект Xallarap (параллакс сөзінің кері жазылуы) деп аталады.

Күннен тыс планеталарды анықтау

Егер линзалық объект – планетасы орбитада айналып жүрген жұлдыз болса, онда бұл екілік линзалық құбылыстың ерекше мысалы. Егер көз каустиканы кесіп өтсе, тіпті төмен массалы планеталар үшін де стандартты құбылыстан ауытқулар үлкен болуы мүмкін. Бұл ауытқулар планетаның бар екенін анықтауға және оның массасы мен линзаның айналасындағы арақашықтығын бағалауға мүмкіндік береді. Ауытқулар әдетте бірнеше сағаттан бірнеше күнге дейін созылады. Сигнал құбылыстың өзі күшті болғанда күштірек болғандықтан, жоғары ұлғайту құбылыстары егжей-тегжейлі зерттеуге ең қолайлы кандидаттар болып табылады. Әдетте, зерттеу тобы жоғары ұлғайту құбылысын байқағанда ғылыми қауымға хабарлайды. Содан кейін бақылау тобы ағымдағы құбылысты қарқынды түрде бақылайды, егер ол орын алса, ауытқу туралы толық мәлімет алуға үміттенеді. Құбылыс аяқталғаннан кейін жарық қисығы теориялық модельдермен салыстырылады, осылайша жүйенің физикалық параметрлері анықталады. Осы салыстырудан тікелей анықталатын параметрлер – планетаның жұлдызға қатынасты массасы және жұлдыз-планета бұрыштық арақашықтығының Эйнштейн бұрышына қатынасы. Бұл қатынастардан, линза жұлдызы туралы болжамдармен бірге, планетаның массасы мен орбиталық қашықтығын бағалауға болады. Бұл әдістің алғашқы табысы 2003 жылы OGLE және MOA микролинзалық құбылысы OGLE 2003-BLG-235 (немесе MOA 2003-BLG-53) арқылы жасалды. Олар өздерінің мәліметтерін біріктіріп, планетаның ең ықтимал массасы Юпитер массасынан 1,5 есе көп екенін анықтады. 2020 жылдың сәуір айына дейін осы әдіспен 89 экзопланета табылды. Белгілі мысалдарға OGLE 2005 BLG 071Lb, OGLE 2005 BLG 390Lb, OGLE 2005 BLG 169Lb, OGLE 2006 BLG 109L айналасындағы екі экзопланета және MOA 2007 BLG 192Lb жатады. Айта кетерлігі, 2006 жылдың қаңтарында жарияланған кезде, OGLE 2005 BLG 390Lb планетасы, тұрақты жұлдызды айналып жүрген белгілі экзопланеталардың ең төменгі массасына ие болған, ол Жердің массасынан 5,5 есе көп және шамамен екі есе белгісіздікке ие. Бұл рекорд 2007 жылы 5 Жер массасының ең аз массасы бар Gliese 581 c планетасымен күресті, ал 2009 жылдан бері Gliese 581 e ең жеңіл белгілі "дәстүрлі" экзопланета, ең аз 1,9 Жер массасы бар. 2017 жылдың қазан айында, ОГЛЕ 2016 BLG 1190Lb, өте ірі экзопланета (немесе, мүмкін, қоңыр ергежейлі), шамамен 13,4 есе массасы Юпитер планетасы, табылды. Күннен тыс планеталарды анықтаудың осы әдісін транзит әдісі сияқты басқа әдістермен салыстырғанда, бір артықшылығы – планеталық ауытқудың қарқындылығы планета массасына басқа әдістердегідей қатты тәуелді емес. Бұл микролинзаларды төмен массалы планеталарды табуға қолайлы етеді. Сонымен қатар, бұл басқа әдістерге қарағанда, жұлдыздан алыс орналасқан планеталарды анықтауға мүмкіндік береді. Бір кемшілігі – линзалық жүйені құбылыс аяқталғаннан кейін бақылау өте қиын, өйткені линза мен көзді жеке-жеке ажырату үшін көп уақыт қажет. 1998 жылы Ю Ван ұсынған Жер атмосферасының линзасы Жер атмосферасын үлкен линза ретінде пайдалана отырып, жақын маңдағы, өмірге жарамды экзопланеталарды тікелей бейнелеуге мүмкіндік береді.

If the lensing object is a star with a planet orbiting it, this is an extreme example of a binary lens event. If the source crosses a caustic, the deviations from a standard event can be large even for low mass planets. These deviations allow us to infer the existence and determine the mass and separation of the planet around the lens. Deviations typically last a few hours or a few days. Because the signal is strongest when the event itself is strongest, high magnification events are the most promising candidates for detailed study. Typically, a survey team notifies the community when they discover a high magnification event in progress. Follow up groups then intensively monitor the ongoing event, hoping to get good coverage of the deviation if it occurs. When the event is over, the light curve is compared to theoretical models to find the physical parameters of the system. The parameters that can be determined directly from this comparison are the mass ratio of the planet to the star, and the ratio of the star planet angular separation to the Einstein angle. From these ratios, along with assumptions about the lens star, the mass of the planet and its orbital distance can be estimated. The first success of this technique was made in 2003 by both OGLE and MOA of the microlensing event OGLE 2003–BLG–235 (or MOA 2003–BLG–53). Combining their data, they found the most likely planet mass to be 1.5 times the mass of Jupiter. As of April 2020, 89 exoplanets have been detected by this method. Notable examples include OGLE 2005 BLG 071Lb, OGLE 2005 BLG 390Lb, OGLE 2005 BLG 169Lb, two exoplanets around OGLE 2006 BLG 109L, and MOA 2007 BLG 192Lb. Notably, at the time of its announcement in January 2006, the planet OGLE 2005 BLG 390Lb probably had the lowest mass of any known exoplanet orbiting a regular star, with a median at 5.5 times the mass of the Earth and roughly a factor two uncertainty. This record was contested in 2007 by Gliese 581 c with a minimal mass of 5 Earth masses, and since 2009 Gliese 581 e is the lightest known "regular" exoplanet, with minimum 1.9 Earth masses. In October 2017, OGLE 2016 BLG 1190Lb, an extremely massive exoplanet (or possibly a brown dwarf), about 13.4 times the mass of Jupiter, was reported. Comparing this method of detecting extrasolar planets with other techniques such as the transit method, one advantage is that the intensity of the planetary deviation does not depend on the planet mass as strongly as effects in other techniques do. This makes microlensing well suited to finding low mass planets. It also allows detection of planets further away from the host star than most of the other methods. One disadvantage is that followup of the lens system is very difficult after the event has ended, because it takes a long time for the lens and the source to be sufficiently separated to resolve them separately. A terrestrial atmospheric lens proposed by Yu Wang in 1998 that would use Earth's atmosphere as a large lens could also directly image nearby potentially habitable exoplanets.

Микролинзалар эксперименттері

Микролинзалық эксперименттердің негізгі екі түрі бар. "Іздеу" топтары жаңа микролинзалық құбылыстарды табу үшін кең көлемді суреттерді пайдаланады. "Байқау" топтары көбінесе таңдалған құбылыстарды қарқынды түрде бақылау үшін әлемдік телескоптарды үйлестіреді. Алғашқы эксперименттердің барлығы PLANET тобы құрылғанға дейін сәл әжуалы атауларға ие болды. Қазіргі уақытта микролинзалауды зерттеу үшін жаңа, арнайы микролинзалық спутниктер құру немесе басқа спутниктерді пайдалану туралы ұсыныстар қарастырылуда.

Іздеудегі ынтымақтастық

Фотосуреттік табақтарда қабықты іздеу. Experience de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993–2002) Көбінесе француздық ынтымақтастық. EROS1: Үлкен Магеллан Бұлттарының (LMC) фотосуреттік табақтарын іздеу: EROS2: LMC, Кіші Магеллан Бұлттары (SMC), қабық және спиральдық қолдарды CCD арқылы іздеу. MACHO (1993–1999) Австралия және АҚШ ынтымақтастығы. Қабық пен LMC-ді CCD арқылы іздеу. Оптикалық гравитациялық линзалау эксперименті (OGLE) (1992 – ), Пачинский және Удальский құрған поляк ынтымақтастығы. Чилидегі Варшава университеті басқаратын 1,3 метрлік телескоп. Магеллан бұлттары мен қабық аймағын бақылау. Астрофизикадағы микролинзалық байқаулар (MOA) (1998 – ), жапон-жаңазеландиялық ынтымақтастық. Жаңа Зеландиядағы 1,8 метрлік телескоп. Магеллан бұлттары мен қабық аймағын бақылау. SuperMACHO (2001 – ), MACHO ынтымақтастығының мұрагері, LMC-нің әлсіз микролинзаларын зерттеу үшін 4 метрлік CTIO телескобын пайдаланды.