Гравитационное микролинзирование: эффект искривления света и изучение невидимых объектов.

Введение

Астрономическое явление, вызванное эффектом гравитационной линзы.

Гравитационное микролинзирование – это астрономическое явление, вызванное эффектом гравитационной линзы. Оно может быть использовано для обнаружения объектов, масса которых варьируется от массы планеты до массы звезды, независимо от излучаемого ими света. Обычно астрономы могут обнаружить только яркие объекты, излучающие много света (звезды), или крупные объекты, блокирующие фоновый свет (облака газа и пыли). Эти объекты составляют лишь незначительную часть массы галактики. Микролинзирование позволяет изучать объекты, излучающие мало света или не излучающие его вовсе. Когда удаленная звезда или квазар достаточно точно выравнивается с массивным компактным объектом на переднем плане, искривление света из-за его гравитационного поля, как обсуждалось Альбертом Эйнштейном в 1915 году, приводит к образованию двух искаженных изображений (обычно неразрешимых), что вызывает наблюдаемое увеличение яркости. Временной масштаб этого временного усиления зависит от массы объекта на переднем плане, а также от относительного собственного движения между фоновым «источником» и объектом «линзой» на переднем плане. Идеально выровненное микролинзирование обеспечивает четкое разделение излучения от линзы и источника. Оно увеличивает яркость удаленного источника, проявляя его или усиливая его размер и/или светимость. Это позволяет изучать популяцию тусклых или темных объектов, таких как коричневые карлики, красные карлики, планеты, белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры и массивные компактные объекты гало. Такое линзирование работает на всех длинах волн, увеличивая и создавая широкий спектр возможных искажений для удаленных источников, излучающих любой тип электромагнитного излучения. Микролинзирование, вызванное изолированным объектом, было впервые обнаружено в 1989 году. С тех пор микролинзирование используется для уточнения природы темной материи, обнаружения экзопланет, изучения затемнения к краю звезд, определения характеристик популяции двойных звезд и структуры диска Млечного Пути. Микролинзирование также предлагается как способ поиска темных объектов, таких как коричневые карлики и черные дыры, изучения звездных пятен, измерения вращения звезд и исследования квазаров, включая их аккреционные диски. В 2018 году микролинзирование было использовано для обнаружения Икара, тогда самой удаленной из когда-либо наблюдавшихся звезд.

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.

Как это работает

Микролинзирование основано на гравитационном эффекте линзы. Массивный объект (линза) искривляет свет от яркого объекта фона (источника). Это может приводить к образованию нескольких искаженных, увеличенных и осветленных изображений фонового источника. Микролинзирование вызывается тем же физическим эффектом, что и сильное и слабое гравитационное линзирование, но изучается с помощью существенно отличающихся наблюдательных методов. При сильном и слабом линзировании масса линзы достаточно велика (масса галактики или скопления галактик), чтобы смещение света линзой можно было разрешить с помощью телескопа высокого разрешения, например, космического телескопа Хаббл. При микролинзировании масса линзы слишком мала (масса планеты или звезды), чтобы смещение света было легко наблюдаемым, но видимое увеличение яркости источника все же может быть зарегистрировано. В такой ситуации линза проходит мимо источника за разумный промежуток времени – от секунд до лет, а не миллионов лет. По мере изменения выравнивания видимая яркость источника меняется, и это можно отслеживать для обнаружения и изучения события. Таким образом, в отличие от сильного и слабого гравитационного линзирования, микролинзирование является преходящим астрономическим явлением с точки зрения человеческой шкалы времени, и, следовательно, относится к области астрономии временных характеристик. В отличие от сильного и слабого линзирования, одно наблюдение не может установить факт микролинзирования. Вместо этого необходимо отслеживать изменение яркости источника во времени с помощью фотометрии. Эта зависимость яркости от времени известна как кривая света. Типичная кривая света микролинзирования представлена ниже:

Типичное событие микролинзирования, подобное этому, имеет очень простую форму, и можно извлечь только один физический параметр: временной масштаб, который связан с массой, расстоянием и скоростью линзы. Однако существует несколько эффектов, которые влияют на форму более атипичных событий линзирования:

Распределение массы линзы. Если масса линзы не сосредоточена в одной точке, кривая света может значительно отличаться, особенно при пересечении каустики, которые могут проявляться в виде резких пиков на кривой света. В случае микролинзирования это можно наблюдать, когда линза представляет собой двойную звезду или планетарную систему. Конечность размера источника. В чрезвычайно ярких или быстро меняющихся событиях микролинзирования, таких как пересечения каустики, звезду-источник нельзя рассматривать как бесконечно малую точку света: размер диска звезды и даже затемнение к краям могут изменять экстремальные особенности. Параллакс. Для событий, продолжающихся месяцами, движение Земли вокруг Солнца может вызывать небольшое изменение выравнивания, влияя на кривую света. В настоящее время основное внимание уделяется более необычным событиям микролинзирования, особенно тем, которые могут привести к открытию экзопланет. Другой способ получения дополнительной информации из событий микролинзирования – измерение астрометрических сдвигов в положении источника во время события и даже разрешение отдельных изображений с помощью интерферометрии. Первое успешное разрешение изображений микролинз было достигнуто с помощью прибора GRAVITY на интерферометре Очень Большого Телескопа (VLTI). Когда два изображения источника не разрешаются (то есть не могут быть обнаружены отдельно доступными инструментами), измеренное положение является средним из двух положений, взвешенным по их яркости. Это положение называется центроидом. Если источник находится, скажем, далеко "справа" от линзы, то одно изображение будет очень близко к истинному положению источника, а другое – очень близко к линзе с ее левой стороны и очень маленьким или тусклым. В этом случае центроид практически совпадает с положением источника. Если положение источника на небе близко к положению линзы и справа, основное изображение будет немного дальше справа от истинного положения источника, а центроид – справа от истинного положения. Но по мере приближения источника к линзе на небе оба изображения становятся симметричными и равными по яркости, и центроид снова будет очень близок к истинному положению источника. При идеальном выравнивании центроид находится точно в том же положении, что и источник (и линза). В этом случае вместо двух изображений образуется кольцо Эйнштейна вокруг линзы.

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.

Наблюдение за микролинзами

На практике, поскольку необходимое выравнивание настолько точное и трудно предсказуемое, микролинзирование – явление крайне редкое. Поэтому события обычно обнаруживаются в ходе обследований, которые фотометрически отслеживают десятки миллионов потенциальных звезд-источников каждые несколько дней в течение нескольких лет. Плотные фоновые области, подходящие для таких обследований, – это близлежащие галактики, такие как Магеллановы Облака и галактика Андромеды, а также ядро Млечного Пути. В каждом случае изучаемая популяция линз состоит из объектов, находящихся между Землей и источником: для ядра – звезды диска Млечного Пути, а для внешних галактик – гало Млечного Пути, а также объекты в самой другой галактике. Плотность, масса и расположение объектов в этих популяциях линз определяют частоту микролинзирования вдоль данной линии визирования, которая характеризуется величиной, известной как оптическая глубина, обусловленная микролинзированием. (Это не следует путать с более распространенным значением оптической глубины, хотя они и имеют некоторые общие свойства.) Оптическая глубина, грубо говоря, представляет собой среднюю долю звезд-источников, подвергающихся микролинзированию в данный момент времени, или, эквивалентно, вероятность того, что конкретная звезда-источник подвергается линзированию в данный момент времени. Проект MACHO установил, что оптическая глубина в направлении Большого Магелланова Облака составляет 1,2 × 10−7, а оптическая глубина в направлении ядра – 2,43 × 10−6, или примерно 1 к 400 000. Поиск осложняется тем, что на каждую звезду, испытывающую микролинзирование, приходится тысячи звезд, меняющих свою яркость по другим причинам (около 2% звезд в типичном поле источника являются переменными звездами по своей природе), а также другими преходящими событиями (такими как новые и сверхновые), которые необходимо исключить, чтобы выявить истинные события микролинзирования. После того, как событие микролинзирования в процессе развития было идентифицировано, программа мониторинга, обнаружившая его, часто оповещает научное сообщество о своей находке, чтобы другие специализированные группы могли более интенсивно наблюдать за событием, надеясь обнаружить интересные отклонения от типичной кривой блеска. Это связано с тем, что для выявления таких отклонений – особенно вызванных экзопланетами – требуется мониторинг с часовой периодичностью, что не могут обеспечить обзорные программы, продолжая поиск новых событий. Вопрос о том, как расставлять приоритеты в отношении событий, находящихся в процессе развития, для проведения детальных наблюдений при ограниченных ресурсах, является сегодня очень важным для исследователей микролинзирования.

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.

История

Уже в своей книге «Вопросы» (вопрос № 1), написанной в период с 1704 по 1718 год, Исаак Ньютон задавался вопросом, может ли луч света отклоняться под действием гравитации. В 1801 году Иоганн Георг фон Солднер вычислил величину отклонения луча света от звезды под действием ньютоновской гравитации. В 1915 году Альберт Эйнштейн правильно предсказал величину отклонения в рамках общей теории относительности, которая оказалась вдвое больше, чем предсказывал фон Солднер. Экспедиция 1919 года под руководством Артура Эддингтона подтвердила предсказание Эйнштейна, что стало крупным ранним успехом общей теории относительности. В 1924 году Орест Чвольсон обнаружил, что гравитационное линзирование может создавать множественные изображения звезды. Правильное предсказание сопутствующего увеличения яркости источника, лежащего в основе эффекта микролинзирования, было опубликовано Эйнштейном в 1936 году. В связи с маловероятностью необходимого выравнивания, он заключил, что «шансы на наблюдение этого явления невелики». Современная теоретическая база гравитационного линзирования была заложена в работах Ю. Климова (1963), Сидни Либса (1964) и Сюра Рефсдала (1964). Питер Дж. Янг пришел к пониманию, что анализ необходимо расширить, чтобы учесть одновременное влияние многих звезд. Бодан Пачиньский впервые использовал термин «микролинзирование» для описания этого явления. Этот тип микролинзирования трудно идентифицировать из-за внутренней изменчивости квазаров, но в 1989 году Майк Ирвин и др. сообщили об обнаружении микролинзирования одного из четырех изображений квазара «Крест Эйнштейна» в линзе Хачры. В 1986 году Пачиньский предложил использовать микролинзирование для поиска темной материи в виде массивных компактных объектов гало (MACHO) в гало Галактики, наблюдая за фоновыми звездами в близлежащей галактике. Две группы физиков, работающих над проблемой темной материи, услышали его лекции и объединились с астрономами, чтобы сформировать англо-австралийское сотрудничество MACHO и французское сотрудничество EROS. В 1986 году Роберт Немирофф предсказал вероятность микролинзирования и рассчитал основные кривые блеска, индуцированные микролинзированием, для нескольких возможных конфигураций линзы и источника в своей диссертации 1987 года. В 1991 году Мао и Пачиньский предположили, что микролинзирование можно использовать для поиска двойных звезд, а в 1992 году Гулд и Лоэб показали, что микролинзирование можно использовать для обнаружения экзопланет. В 1992 году Пачиньский основал Оптический эксперимент по гравитационному линзированию (OGLE), который начал поиск событий в направлении галактического ядра. Первые два микролинзовых события в направлении Большого Магелланова Облака, которые могли быть вызваны темной материей, были опубликованы в статьях Nature сотрудничествами MACHO и EROS в 1993 году, и в последующие годы события продолжали регистрироваться. В это время Сунь Хун Ри работал над теорией микролинзирования экзопланет для событий, полученных в ходе обзора. Сотрудничество MACHO завершилось в 1999 году. Их данные опровергли гипотезу о том, что 100% темного гало состоит из MACHO, но они обнаружили значительный необъяснимый избыток, составляющий примерно 20% массы гало, который может быть связан с MACHO или линзами внутри самого Большого Магелланова Облака. Впоследствии EROS опубликовал еще более строгие верхние ограничения на долю MACHO, и в настоящее время неясно, существует ли какой-либо избыток микролинзирования в гало, который мог бы быть связан с темной материей. Проект SuperMACHO, находящийся в стадии реализации, направлен на определение местоположения линз, ответственных за результаты, полученные MACHO. Несмотря на то, что микролинзирование не решило проблему темной материи, оно оказалось полезным инструментом для многих применений. Ежегодно в направлении галактического ядра обнаруживаются сотни микролинзовых событий, где оптическая глубина микролинзирования (из-за звезд в галактическом диске) примерно в 20 раз выше, чем через гало Галактики. В 2007 году проект OGLE идентифицировал 611 кандидатов на события, а проект MOA (сотрудничество Японии и Новой Зеландии) – 488 (хотя не все кандидаты оказались событиями микролинзирования, и между двумя проектами существует значительное перекрытие). Помимо этих обзоров, проводятся последующие проекты для детального изучения потенциально интересных событий, в первую очередь с целью обнаружения экзопланет. К ним относятся MiNDSTEp, RoboNet, MicroFUN и PLANET. В сентябре 2020 года астрономы, использующие методы микролинзирования, сообщили о первом обнаружении свободно плавающей планеты земной массы, не связанной ни с одной звездой, в галактике Млечный Путь. Микролинзирование не только увеличивает яркость источника, но и смещает его кажущееся положение. Продолжительность этого смещения больше, чем продолжительность увеличения яркости, и может быть использована для определения массы линзы. В 2022 году было сообщено, что эта техника была использована для первого однозначного обнаружения изолированной черной дыры звездной массы с использованием наблюдений, проведенных космическим телескопом Хаббла в течение шести лет, начиная с августа 2011 года, вскоре после обнаружения события микролинзирования. Масса черной дыры составляет около 7 масс Солнца, и она находится на расстоянии около в созвездии Стрельца, а звезда – на расстоянии около . В нашей галактике существуют миллионы изолированных черных дыр, и поскольку они изолированы, излучение из их окрестностей очень слабое, поэтому их можно обнаружить только с помощью микролинзирования. Авторы ожидают, что в будущем будет обнаружено еще много таких объектов с помощью новых инструментов, в частности, космического телескопа Нэнси Грейс Роман и обсерватории Веры К. Рубин.

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.

Экстремальные микролинзовые явления

В типичном случае микролинзирования кривая блеска хорошо описывается, если считать источник точечным, линзу – одной точечной массой, а движение линзы – прямолинейным: приближение точечного источника и точечной линзы. В таких событиях единственным физически значимым измеряемым параметром является масштаб времени Эйнштейна. Однако в некоторых случаях события можно проанализировать для определения дополнительных параметров – угла Эйнштейна и параллакса. К таким событиям относятся события с очень высоким увеличением, события с двойными линзами, события, демонстрирующие параллакс и ксалларап-эффект, а также события, в которых линза видима.

События, дающие угол Эйнштейна

Хотя угол Эйнштейна слишком мал, чтобы быть непосредственно видимым в наземный телескоп, было предложено несколько методов его наблюдения. Если линза проходит непосредственно перед звездой-источником, то конечный размер звезды-источника становится важным параметром. Звезду-источник необходимо рассматривать как диск на небе, а не как точечный источник, что нарушает приближение точечного источника и приводит к отклонению от традиционной кривой микролинзирования, которое длится столько же, сколько время, необходимое линзе для пересечения звезды-источника – это так называемая кривая блеска конечного источника. Продолжительность этого отклонения может быть использована для определения времени, необходимого линзе для пересечения диска звезды-источника. Если известен угловой размер источника, то угол Эйнштейна можно определить как . Такие измерения редки, поскольку они требуют экстремального выравнивания источника и линзы. Они более вероятны, когда (относительно) велико, то есть для близких гигантских источников с медленно движущимися линзами малой массы, находящимися вблизи источника. В событиях с конечным источником различные части звезды-источника увеличиваются с разной скоростью в разные моменты времени во время события. Таким образом, эти события можно использовать для изучения закона затемнения к краю звезды-источника.

Бинарные линзы

Если линза является двойной звездой с расстоянием между компонентами, приблизительно равным радиусу Эйнштейна, то картина увеличения становится сложнее, чем при линзировании одной звездой. В этом случае обычно наблюдается три изображения, когда линза удалена от источника, но существует диапазон взаимного расположения, при котором формируются два дополнительных изображения. Эти взаимные расположения известны как каустики. При этих расположениях увеличение источника формально бесконечно в рамках приближения точечного источника. Пересечения каустик в двойных линзах могут происходить при более широком диапазоне геометрий линз, чем в случае одиночной линзы. Подобно каустике одиночной линзы, источнику требуется конечное время для пересечения каустики. Если это время пересечения можно измерить, и если известен угловой радиус источника, то угол Эйнштейна можно определить снова. Как и в случае одиночной линзы, когда увеличение источника формально бесконечно, двойные линзы с пересекающимися каустиками будут увеличивать различные части звезды-источника в разное время. Таким образом, они могут исследовать структуру источника и его затененность к краям. Анимацию события линзирования двойной звездой можно найти в этом видео на YouTube.

События, порождающие параллакс Эйнштейна

В принципе, параллакс Эйнштейна можно измерить, если два наблюдателя одновременно наблюдают за событием из разных точек, например, с Земли и с дальнего космического аппарата. Разница в увеличении, наблюдаемая двумя наблюдателями, позволяет определить компоненту, перпендикулярную движению линзы, а разница во времени достижения максимального увеличения – компоненту, параллельную движению линзы. Такое прямое измерение было выполнено с помощью космического телескопа «Спитцер». В экстремальных случаях различия могут быть измеримы даже по небольшим расхождениям в наблюдениях, полученных с телескопов, расположенных в разных местах на Земле, то есть по наземному параллаксу. Параллакс Эйнштейна также можно измерить с помощью орбитального параллакса: движение наблюдателя, обусловленное вращением Земли вокруг Солнца и Солнца вокруг Галактики, означает, что событие микролинзирования наблюдается под разными углами в каждый момент времени. Впервые об этом сообщили в 1995 году, и с тех пор подобные результаты были получены для нескольких событий. Параллакс в событиях точечной линзы лучше всего измерять для событий с большим временным масштабом и большим значением , то есть для медленно движущихся линз малой массы, находящихся близко к наблюдателю. Если звезда-источник является двойной звездой, то она также будет иметь дополнительное относительное движение, которое также может вызывать обнаружимые изменения в кривой блеска. Этот эффект известен как Xallarap (параллакс, записанный в обратном порядке).

Обнаружение экзопланет

Если объектом линзирования является звезда с планетой, обращающейся вокруг неё, это является крайним примером события двойной линзы. Если источник пересекает каустику, отклонения от стандартного события могут быть значительными даже для планет с малой массой. Эти отклонения позволяют сделать вывод о существовании планеты и определить её массу и угловое расстояние до звезды-линзы. Отклонения обычно длятся несколько часов или дней. Поскольку сигнал наиболее силён при максимальной яркости события, события с высоким увеличением являются наиболее перспективными для детального изучения. Как правило, команда обзора уведомляет научное сообщество при обнаружении события с высоким увеличением в процессе наблюдения. Последующие группы затем интенсивно мониторят текущее событие, надеясь получить хорошее покрытие отклонения, если оно произойдёт. После завершения события кривая блеска сравнивается с теоретическими моделями для определения физических параметров системы. Параметры, которые можно непосредственно определить из этого сравнения, – это отношение массы планеты к массе звезды и отношение углового расстояния между звездой и планетой к углу Эйнштейна. На основе этих соотношений, а также предположений о звезде-линзе, можно оценить массу планеты и её орбитальное расстояние. Первым успехом этой методики стало обнаружение в 2003 году группировками OGLE и MOA микролинзового события OGLE 2003-BLG-235 (или MOA 2003-BLG-53). Объединив данные, они установили, что наиболее вероятная масса планеты составляет 1,5 массы Юпитера. По состоянию на апрель 2020 года этим методом обнаружено 89 экзопланет. Примечательными примерами являются OGLE 2005-BLG-071Lb, OGLE 2005-BLG-390Lb, OGLE 2005-BLG-169Lb, две экзопланеты вокруг OGLE 2006-BLG-109L и MOA 2007-BLG-192Lb. Важно отметить, что на момент объявления в январе 2006 года планета OGLE 2005-BLG-390Lb, вероятно, имела наименьшую массу среди всех известных экзопланет, обращающихся вокруг звезды главной последовательности, со значением медианы в 5,5 массы Земли и приблизительно двукратной погрешностью. Этот рекорд был оспорен в 2007 году планетой Gliese 581 c с минимальной массой 5 масс Земли, а с 2009 года Gliese 581 e является самой лёгкой известной "нормальной" экзопланетой с минимальной массой 1,9 массы Земли. В октябре 2017 года было сообщено об обнаружении OGLE 2016-BLG-1190Lb, чрезвычайно массивной экзопланеты (или, возможно, коричневого карлика) с массой около 13,4 массы Юпитера. По сравнению с другими методами обнаружения экзопланет, такими как транзитный метод, одним из преимуществ данного метода является то, что интенсивность планетарного отклонения не так сильно зависит от массы планеты, как эффекты в других методах. Это делает микролинзирование особенно подходящим для поиска планет с малой массой. Оно также позволяет обнаруживать планеты, находящиеся дальше от звезды-хозяина, чем большинство других методов. Одним из недостатков является сложность последующих наблюдений системы линзирования после завершения события, поскольку требуется значительное время для достаточного разделения линзы и источника, чтобы их можно было разрешить по отдельности. Атмосферная линза Земли, предложенная Юй Вангом в 1998 году, использующая атмосферу Земли в качестве большой линзы, также могла бы напрямую визуализировать близлежащие потенциально обитаемые экзопланеты.

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.

Эксперименты с микролинзами

Существует два основных типа экспериментов по микролинзированию. Группы, занимающиеся "поиском", используют изображения больших полей зрения для обнаружения новых событий микролинзирования. Группы "последующих наблюдений" часто координируют работу телескопов по всему миру для обеспечения детального изучения отобранных событий. Первые эксперименты имели несколько провокационные названия, пока не была сформирована группа PLANET. В настоящее время рассматриваются предложения о создании новых специализированных спутников для микролинзирования или об использовании существующих спутников для изучения этого явления.

Сотрудничество в поиске

Поиск по фотографическим пластинкам области утолщения (балджа). Опыт поиска темных объектов (EROS) (1993–2002) – в основном французское сотрудничество. EROS1: Поиск по фотографическим пластинкам Большого Магелланова Облака (LMC); EROS2: Поиск с помощью ПЗС-матриц (CCD) Большого Магелланова Облака (LMC), Малого Магелланова Облака (SMC), балджа и спиральных рукавов. MACHO (1993–1999) – сотрудничество Австралии и США. Поиск балджа и Большого Магелланова Облака (LMC) с помощью ПЗС-матриц (CCD). Оптический эксперимент по гравитационному линзированию (OGLE) (1992 – настоящее время) – польское сотрудничество, основанное Пачиньским и Удальским. Специализированный 1,3-метровый телескоп в Чили, управляемый Варшавским университетом. Объекты наблюдения – балдж и Магеллановы Облака. Микролинзовые наблюдения в астрофизике (MOA) (1998 – настоящее время) – японско-новозеландское сотрудничество. Специализированный 1,8-метровый телескоп в Новой Зеландии. Объекты наблюдения – балдж и Магеллановы Облака. SuperMACHO (2001 – настоящее время) – преемник сотрудничества MACHO, использовавший 4-метровый телескоп CTIO для изучения слабых микролинз Большого Магелланова Облака (LMC).