Гравитационное микролинзирование

Астрономическое явление, вызванное эффектом гравитационной линзы.

Гравитационное микролинзирование — это астрономическое явление, вызванное эффектом гравитационной линзы . Его можно использовать для обнаружения объектов, масса которых варьируется от массы планеты до массы звезды, независимо от излучаемого ими света. Обычно астрономы могут обнаруживать только яркие объекты, которые излучают много света ( звезды ) или крупные объекты, которые блокируют фоновый свет (облака газа и пыли). Эти объекты составляют лишь незначительную часть массы галактики. ^{[ необходимо уточнение ]} Микролинзирование позволяет изучать объекты, которые излучают мало света или не излучают его вообще.

Гравитационное микролинзирование света далекой фоновой звезды пролетающей экзопланетой

Гравитационное микролинзирование света далекой фоновой звезды проходящей экзопланетой с родительской звездой

Когда далекая звезда или квазар достаточно выровняется с массивным компактным объектом переднего плана, искривление света из-за его гравитационного поля, как обсуждалось Альбертом Эйнштейном в 1915 году, приводит к двум искаженным изображениям (обычно неразрешенным ), что приводит к наблюдаемому увеличению. Временная шкала кратковременного повышения яркости зависит от массы объекта переднего плана, а также от относительного собственного движения между фоновым «источником» и объектом переднего плана «линзой».

Идеально выровненное микролинзирование создает четкий буфер между излучением от линзы и исходными объектами. Оно увеличивает удаленный источник, выявляя его или увеличивая его размер и/или яркость. Оно позволяет изучать популяцию слабых или темных объектов, таких как коричневые карлики , красные карлики , планеты , белые карлики , нейтронные звезды , черные дыры и массивные компактные гало-объекты . Такое линзирование работает на всех длинах волн, увеличивая и создавая широкий диапазон возможных искажений для удаленных исходных объектов, которые испускают любой вид электромагнитного излучения.

Микролинзирование изолированным объектом было впервые обнаружено в 1989 году. С тех пор микролинзирование использовалось для ограничения природы темной материи , обнаружения экзопланет , изучения потемнения края далеких звезд, ограничения популяции двойных звезд и ограничения структуры диска Млечного Пути. Микролинзирование также было предложено как средство для поиска темных объектов, таких как коричневые карлики и черные дыры, изучения звездных пятен , измерения звездного вращения и зондирования квазаров ^{[1] [2]} , включая их аккреционные диски . ^{[3] [4] [5] [6]} Микролинзирование использовалось в 2018 году для обнаружения Икара , тогда самой далекой звезды из когда-либо наблюдавшихся. ^{[7] [8]}

Как это работает

Микролинзирование основано на эффекте гравитационной линзы . Массивный объект (линза) будет преломлять свет яркого фонового объекта (источника). Это может генерировать множественные искаженные, увеличенные и осветленные изображения фонового источника. ^[9]

Микролинзирование вызвано тем же физическим эффектом, что и сильное гравитационное линзирование и слабое гравитационное линзирование , но оно изучается с помощью совершенно разных методов наблюдения. При сильном и слабом линзировании масса линзы достаточно велика (масса галактики или скопления галактик), чтобы смещение света линзой можно было разрешить с помощью телескопа с высоким разрешением, такого как космический телескоп Хаббл . При микролинзировании масса линзы слишком мала (масса планеты или звезды), чтобы смещение света можно было легко наблюдать, но видимое увеличение яркости источника все равно можно обнаружить. В такой ситуации линза пройдет мимо источника за разумное время, от секунд до лет, а не за миллионы лет. По мере изменения выравнивания меняется видимая яркость источника, и это можно отслеживать, чтобы обнаружить и изучить событие. Таким образом, в отличие от сильных и слабых гравитационных линз, микролинзирование является кратковременным астрономическим событием с точки зрения человеческой шкалы времени ^[10] , таким образом, являясь предметом астрономии во временной области .

В отличие от сильного и слабого линзирования, ни одно отдельное наблюдение не может установить, что происходит микролинзирование. Вместо этого, рост и падение яркости источника должны контролироваться с течением времени с помощью фотометрии . Эта функция яркости от времени известна как кривая блеска . Типичная кривая блеска микролинзирования показана ниже:

Типичная кривая блеска события гравитационного микролинзирования (OGLE-2005-BLG-006) с подобранной моделью (красный)

Типичное событие микролинзирования, подобное этому, имеет очень простую форму, и можно извлечь только один физический параметр: временную шкалу, которая связана с массой линзы, расстоянием и скоростью. Однако есть несколько эффектов, которые вносят вклад в форму более нетипичных событий линзирования:

• Распределение массы линзы. Если масса линзы не сосредоточена в одной точке, кривая блеска может существенно отличаться, особенно при каустических событиях пересечения, которые могут демонстрировать сильные пики на кривой блеска. При микролинзировании это можно увидеть, когда линза является двойной звездой или планетной системой .
• Конечный размер источника. В чрезвычайно ярких или быстро меняющихся событиях микролинзирования, таких как события каустического пересечения, исходную звезду нельзя рассматривать как бесконечно малую точку света: размер диска звезды и даже потемнение края могут изменить экстремальные характеристики.
• Параллакс . Для событий, длящихся месяцами, движение Земли вокруг Солнца может привести к небольшому изменению выравнивания, влияя на кривую блеска.

В настоящее время основное внимание уделяется необычным явлениям микролинзирования, особенно тем, которые могут привести к открытию экзопланет.

Другой способ получить больше информации из событий микролинзирования включает измерение астрометрических сдвигов в положении источника в ходе события ^[11] и даже разрешение отдельных изображений с помощью интерферометрии . ^[12] Первое успешное разрешение изображений микролинзирования было достигнуто с помощью инструмента GRAVITY на Очень Большом Телескопе-Интерферометре (VLTI) . ^[13] Когда два изображения источника не разрешены (то есть не могут быть отдельно обнаружены имеющимися инструментами), измеренное положение представляет собой среднее из двух положений, взвешенное по их яркости. Это называется положением центроида . Если источник находится, скажем, далеко «справа» от линзы, то одно изображение будет очень близко к истинному положению источника, а другое будет очень близко к линзе с ее левой стороны и очень маленьким или тусклым. В этом случае центроид находится практически в том же положении, что и источник. Если положение источника на небе близко к положению линзы и справа, то основное изображение будет немного правее истинного положения источника, а центроид будет правее истинного положения. Но по мере того, как источник становится еще ближе на небе к положению линзы, два изображения становятся симметричными и равными по яркости, а центроид снова будет очень близок к истинному положению источника. Когда выравнивание идеальное, центроид находится точно в том же положении, что и источник (и линза). В этом случае не будет двух изображений, а будет кольцо Эйнштейна вокруг линзы. ^{[14] [15]}

Наблюдение микролинзирования

Объект, вызывающий микролинзирование в NGC 6553, преломил свет красного гиганта на заднем плане. ^{[16] [17]}

На практике, поскольку необходимое выравнивание настолько точное и трудно предсказуемое, микролинзирование встречается очень редко. Поэтому события обычно обнаруживаются с помощью обзоров , которые фотометрически отслеживают десятки миллионов потенциальных исходных звезд каждые несколько дней в течение нескольких лет. Плотные фоновые поля, подходящие для таких обзоров, — это близлежащие галактики, такие как Магеллановы Облака и галактика Андромеды, а также балдж Млечного Пути.

События микролинзирования на карте Галактики, наблюдаемые GAIA с 2014 по 2018 гг. ^{[18] [19]} (Таймер в левом нижнем углу)

В каждом случае изучаемая популяция линз включает объекты между Землей и полем источника: для балджа популяция линз — это звезды диска Млечного Пути, а для внешних галактик популяция линз — это гало Млечного Пути, а также объекты в самой другой галактике. Плотность, масса и расположение объектов в этих популяциях линз определяют частоту микролинзирования вдоль этой линии зрения, которая характеризуется значением, известным как оптическая глубина из-за микролинзирования. (Это не следует путать с более распространенным значением оптической глубины , хотя они имеют некоторые общие свойства.) Оптическая глубина — это, грубо говоря, средняя доля исходных звезд, подвергающихся микролинзированию в данный момент времени, или, что эквивалентно, вероятность того, что данная исходная звезда подвергается линзированию в данный момент времени. Проект MACHO обнаружил , что оптическая глубина в направлении БМО составляет 1,2×10−7 ^{[ 20]} , а оптическая глубина в направлении выпуклости составляет 2,43×10−6 ^или около 1 из 400 000. ^[21]

Поиск осложняется тем, что для каждой звезды, подвергающейся микролинзированию, существуют тысячи звезд, меняющих яркость по другим причинам (около 2% звезд в типичном поле источника являются естественно переменными звездами ) и другими кратковременными событиями (такими как новые и сверхновые ), и их необходимо отсеять, чтобы найти истинные события микролинзирования. После того, как событие микролинзирования в процессе было идентифицировано, программа мониторинга, которая его обнаруживает, часто оповещает сообщество о его открытии, так что другие специализированные программы могут следить за событием более интенсивно, надеясь найти интересные отклонения от типичной кривой блеска. Это связано с тем, что эти отклонения — особенно те, которые вызваны экзопланетами — требуют почасового мониторинга для выявления, который программы обследования не могут обеспечить, продолжая поиск новых событий. Вопрос о том, как расставить приоритеты для событий в процессе для детального отслеживания при ограниченных ресурсах наблюдений, очень важен для исследователей микролинзирования сегодня.

История

Уже в своей книге «Вопросы » (вопрос номер 1), расширенной с 1704 по 1718 год, Исаак Ньютон задавался вопросом, может ли световой луч отклоняться под действием гравитации. В 1801 году Иоганн Георг фон Зольднер вычислил величину отклонения светового луча от звезды под действием ньютоновской гравитации. В 1915 году Альберт Эйнштейн правильно предсказал величину отклонения в соответствии с общей теорией относительности , которая была в два раза больше величины, предсказанной фон Зольднером. Предсказание Эйнштейна было подтверждено экспедицией 1919 года под руководством Артура Эддингтона , что стало большим ранним успехом для общей теории относительности. ^[22] В 1924 году Орест Хвольсон обнаружил, что линзирование может создавать множественные изображения звезды. Правильное предсказание сопутствующего увеличения яркости источника, основа для микролинзирования, было опубликовано в 1936 году Эйнштейном. ^[23] Из-за маловероятного требуемого выравнивания он пришел к выводу, что «нет больших шансов наблюдать это явление». Современная теоретическая основа гравитационного линзирования была создана работами Ю. Климова (1963), Сиднея Либеса (1964) и Сьюра Рефсдала (1964). ^[1]

Гравитационное линзирование впервые наблюдалось в 1979 году в виде квазара, линзированного галактикой переднего плана. В том же году Кьонге Чанг и Сьюр Рефсдал показали, что отдельные звезды в линзовой галактике могут действовать как меньшие линзы внутри главной линзы, заставляя изображения исходного квазара колебаться во временной шкале месяцев, также известной как линза Чанга-Рефсдала . ^{[24] Затем} Питер Дж. Янг понял, что анализ необходимо расширить, чтобы учесть одновременное воздействие многих звезд. ^[25] Богдан 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. опубликовали обнаружение микролинзирования одного из четырех изображений в квазаре « Крест Эйнштейна » в линзе Хухры . ^[26]

В 1986 году Пачинский предложил использовать микролинзирование для поиска темной материи в форме массивных компактных гало-объектов ( MACHOS ) в галактическом гало , наблюдая фоновые звезды в близлежащей галактике. Две группы физиков-частиц, работающих над темной материей, услышали его доклады и объединились с астрономами, чтобы сформировать англо-австралийское сотрудничество MACHO и французское сотрудничество EROS. ^{[ необходима цитата ]}

В 1986 году Роберт Дж. Немирофф в своей диссертации 1987 года предсказал вероятность микролинзирования ^[27] и рассчитал основные кривые блеска, вызванные микролинзированием, для нескольких возможных конфигураций линзы-источника. ^[28]

В 1991 году Мао и Пачинский предположили, что микролинзирование может быть использовано для поиска двойных спутников звезд, а в 1992 году Гулд и Леб продемонстрировали, что микролинзирование может быть использовано для обнаружения экзопланет. В 1992 году Пачинский основал эксперимент по оптическому гравитационному линзированию , который начал поиск событий в направлении Галактического балджа . Первые два события микролинзирования в направлении Большого Магелланова Облака , которые могли быть вызваны темной материей, были описаны в статьях журнала Nature, опубликованных MACHO ^[29] и EROS ^[30] в 1993 году, и в последующие годы события продолжали обнаруживаться. В это время Сан Хонг Ри работал над теорией микролинзирования экзопланет для событий из 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. ^[31]

EROS впоследствии опубликовал даже более высокие верхние пределы для MACHO, ^[32] и в настоящее время неясно, есть ли вообще какой-либо избыток микролинзирования гало, который мог бы быть вызван темной материей. Проект SuperMACHO, который в настоящее время находится в стадии реализации, стремится обнаружить линзы, ответственные за результаты MACHO. ^{[ необходима цитата ]}

Несмотря на то, что микролинзирование не решает проблему темной материи, было показано, что оно является полезным инструментом для многих приложений. Ежегодно обнаруживаются сотни событий микролинзирования в направлении Галактического балджа , где оптическая глубина микролинзирования (из-за звезд в галактическом диске) примерно в 20 раз больше, чем через галактическое гало. В 2007 году проект OGLE идентифицировал 611 кандидатов на события, а проект MOA (совместная работа Японии и Новой Зеландии) ^[33] идентифицировал 488 (хотя не все кандидаты оказались событиями микролинзирования, и между двумя проектами наблюдается значительное совпадение). В дополнение к этим обзорам ведутся последующие проекты по детальному изучению потенциально интересных событий, происходящих в настоящее время, в первую очередь с целью обнаружения экзопланет. ^{[ требуется ссылка ]} К ним относятся MiNDSTEp, ^[34] RoboNet, ^[35] MicroFUN ^[36] и PLANET. ^[37]

В сентябре 2020 года астрономы, использующие методы микролинзирования, сообщили об обнаружении впервые планеты - изгоя с массой Земли , не связанной ни с одной звездой и свободно плавающей в галактике Млечный Путь . ^{[38] [39]}

Микролинзирование не только увеличивает источник, но и перемещает его видимое положение. Продолжительность этого больше, чем у увеличения, и может использоваться для определения массы линзы. В 2022 году сообщалось, что этот метод был использован для первого однозначного обнаружения изолированной черной дыры звездной массы , используя наблюдения космического телескопа Хаббл , продолжавшиеся более шести лет, начиная с августа 2011 года вскоре после обнаружения события микролинзирования. Черная дыра имеет массу примерно в 7 раз больше солнечной и находится на расстоянии около 1,6 килопарсека (5,2 тысяч световых лет) от нас, в Стрельце , в то время как звезда находится на расстоянии около 6 килопарсеков (20 тысяч световых лет). В нашей галактике миллионы изолированных черных дыр, и, будучи изолированными, из их окрестностей испускается очень мало излучения, поэтому их можно обнаружить только с помощью микролинзирования. Авторы ожидают, что с помощью будущих инструментов, в частности, космического телескопа Нэнси Грейс Роман и обсерватории Веры К. Рубин , будет обнаружено гораздо больше подобных объектов . ^[14]

Математика

Математика микролинзирования, наряду с современными обозначениями, описана Гулдом ^[40], и мы используем его обозначения в этом разделе, хотя другие авторы использовали другие обозначения. Радиус Эйнштейна , также называемый углом Эйнштейна, представляет собой угловой радиус кольца Эйнштейна в случае идеального выравнивания. Он зависит от массы линзы M, расстояния линзы d _L и расстояния источника d _S :

${\displaystyle \theta _{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}-d_{L}}{d_{S}d_{L}}}}}}$(в радианах).

Для M, равного 60 массам Юпитера , d _L = 4000 парсеков и d _S = 8000 парсеков (типично для события микролинзирования балджа), радиус Эйнштейна составляет 0,00024 угловых секунд ^[41] ( угол, противолежащий 1 а.е. при 4000 парсеках). ^[42] Для сравнения, идеальные наземные наблюдения имеют угловое разрешение около 0,4 угловых секунд, что в 1660 раз больше. Поскольку это так мало, оно обычно не наблюдается для типичного события микролинзирования, но его можно наблюдать в некоторых экстремальных событиях, как описано ниже. ${\displaystyle \theta _{E}}$

Хотя нет четкого начала или конца события микролинзирования, по соглашению событие длится, пока угловое разделение между источником и линзой меньше . Таким образом, продолжительность события определяется временем, которое требуется видимому движению линзы в небе, чтобы покрыть угловое расстояние . Радиус Эйнштейна также имеет тот же порядок величины, что и угловое разделение между двумя линзированными изображениями и астрометрическое смещение положений изображений в течение события микролинзирования. ${\displaystyle \theta _{E}}$ ${\displaystyle \theta _{E}}$

Во время события микролинзирования яркость источника усиливается на коэффициент усиления A. Этот коэффициент зависит только от близости выравнивания между наблюдателем, линзой и источником. Безразмерное число u определяется как угловое разделение линзы и источника, деленное на . Коэффициент усиления задается в терминах этого значения: ^[43] ${\displaystyle \theta _{E}}$

${\displaystyle A(u)={\frac {u^{2}+2}{u{\sqrt {u^{2}+4}}}}.}$

Эта функция имеет несколько важных свойств. A(u) всегда больше 1, поэтому микролинзирование может только увеличить яркость исходной звезды, а не уменьшить ее. A(u) всегда уменьшается с увеличением u, поэтому чем ближе выравнивание, тем ярче становится источник. Когда u приближается к бесконечности, A(u) приближается к 1, так что при больших расстояниях микролинзирование не оказывает никакого эффекта. Наконец, когда u приближается к 0, для точечного источника A(u) приближается к бесконечности, поскольку изображения приближаются к кольцу Эйнштейна. Для идеального выравнивания (u = 0) A(u) теоретически бесконечно. На практике объекты реального мира не являются точечными источниками, и эффекты конечного размера источника установят предел того, насколько большим может быть усиление при очень близком выравнивании, ^[44], но некоторые события микролинзирования могут вызвать усиление яркости в сотни раз.

В отличие от гравитационного макролинзирования, где линзой является галактика или скопление галактик, при микролинзировании u значительно изменяется за короткий промежуток времени. Соответствующая временная шкала называется временем Эйнштейна , и она определяется временем, которое требуется линзе для прохождения углового расстояния относительно источника на небе. Для типичных событий микролинзирования составляет порядка от нескольких дней до нескольких месяцев. Функция u(t) просто определяется теоремой Пифагора: ${\displaystyle t_{E}}$ ${\displaystyle \theta _{E}}$ ${\displaystyle t_{E}}$

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

Минимальное значение u, называемое u _min , определяет пиковую яркость события.

В типичном событии микролинзирования кривая блеска хорошо подбирается, если предположить, что источник — это точка, линза — это точечная масса, а линза движется по прямой: приближение точечного источника и точечной линзы . В этих событиях единственным физически значимым параметром, который можно измерить, является шкала времени Эйнштейна . Поскольку эта наблюдаемая величина является вырожденной функцией массы линзы, расстояния и скорости, мы не можем определить эти физические параметры из одного события. ${\displaystyle t_{E}}$

Однако в некоторых экстремальных событиях может быть измеримым, в то время как другие экстремальные события могут исследовать дополнительный параметр: размер кольца Эйнштейна в плоскости наблюдателя, известный как Проекционный радиус Эйнштейна : . Этот параметр описывает, как событие будет выглядеть по-разному для двух наблюдателей в разных местах, например, для наблюдателя со спутника. Проекционный радиус Эйнштейна связан с физическими параметрами линзы и источника с помощью ${\displaystyle \theta _{E}}$ ${\displaystyle {\tilde {r}}_{E}}$

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

Математически удобно использовать обратные величины некоторых из этих величин. Это собственные движения Эйнштейна

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

и параллакс Эйнштейна

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

Эти векторные величины указывают направление относительного движения линзы по отношению к источнику. Некоторые экстремальные события микролинзирования могут ограничить только один компонент этих векторных величин. Если эти дополнительные параметры будут полностью измерены, физические параметры линзы могут быть решены, что даст массу линзы, параллакс и собственное движение как

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

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

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

События экстремального микролинзирования

В типичном событии микролинзирования кривая блеска хорошо подбирается, если предположить, что источник — точка, линза — единая точечная масса, а линза движется по прямой: приближение точечного источника и точечной линзы . В этих событиях единственным физически значимым параметром, который можно измерить, является шкала времени Эйнштейна . Однако в некоторых случаях события можно проанализировать, чтобы получить дополнительные параметры угла Эйнштейна и параллакса: и . К ним относятся события с очень большим увеличением, бинарные линзы, параллакс и события xallarap, а также события, в которых линза видна. ${\displaystyle t_{E}}$ ${\displaystyle \theta _{E}}$ ${\displaystyle \pi _{E}}$

События, дающие угол Эйнштейна

Хотя угол Эйнштейна слишком мал, чтобы его можно было непосредственно увидеть с помощью наземного телескопа, было предложено несколько методов его наблюдения.

Если линза проходит прямо перед исходной звездой, то конечный размер исходной звезды становится важным параметром. Исходная звезда должна рассматриваться как диск на небе, а не точка, нарушая приближение точечного источника и вызывая отклонение от традиционной кривой микролинзирования, которое длится столько же времени, сколько требуется линзе для пересечения источника, известное как конечная кривая блеска источника . Длина этого отклонения может быть использована для определения времени, необходимого линзе для пересечения диска исходной звезды . Если угловой размер источника известен, угол Эйнштейна может быть определен как ${\displaystyle t_{S}}$ ${\displaystyle \theta _{S}}$

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

Эти измерения редки, поскольку требуют экстремального выравнивания между источником и линзой. Они более вероятны, когда (относительно) большой, т. е. для близлежащих гигантских источников с медленно движущимися линзами малой массы вблизи источника. ${\displaystyle \theta _{S}/\theta _{E}}$

В конечных исходных событиях различные части исходной звезды увеличиваются с разной скоростью в разное время в течение события. Таким образом, эти события можно использовать для изучения потемнения края исходной звезды.

Бинарные линзы

Если линза представляет собой двойную звезду с разделением примерно на радиус Эйнштейна, картина увеличения более сложная, чем в линзах с одиночной звездой. В этом случае обычно есть три изображения, когда линза удалена от источника, но есть диапазон выравниваний, где создаются два дополнительных изображения. Эти выравнивания известны как каустики . При этих выравниваниях увеличение источника формально бесконечно в приближении точечного источника. ^{[ необходима цитата ]}

Каустические пересечения в бинарных линзах могут происходить с более широким диапазоном геометрий линз, чем в одиночной линзе. Как и в случае с каустикой источника одиночной линзы, для пересечения каустики источником требуется конечное время. Если это время каустического пересечения можно измерить, и если угловой радиус источника известен, то снова можно определить угол Эйнштейна. ^{[ необходима цитата ]} ${\displaystyle t_{S}}$

Как и в случае с одиночной линзой, когда увеличение источника формально бесконечно, каустические пересекающиеся двойные линзы будут увеличивать различные части звезды-источника в разное время. Таким образом, они могут исследовать структуру источника и его потемнение к краю. ^{[ необходима цитата ]}

События, дающие параллакс Эйнштейна

В принципе, параллакс Эйнштейна может быть измерен, если два наблюдателя одновременно наблюдают событие из разных мест, например, с Земли и с удаленного космического корабля. ^[45] Разница в усилении, наблюдаемая двумя наблюдателями, дает компонент, перпендикулярный движению линзы, в то время как разница во времени пикового усиления дает компонент, параллельный движению линзы. Это прямое измерение было сообщено ^[46] с использованием космического телескопа Spitzer . В крайних случаях различия могут быть даже измерены из небольших различий, наблюдаемых с телескопов в разных местах на Земле, т. е. земного параллакса. ^[47] ${\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}}$

Параллакс Эйнштейна также может быть измерен через орбитальный параллакс; движение наблюдателя, вызванное вращением Земли вокруг Солнца и Солнца через Галактику, означает, что событие микролинзирования наблюдается под разными углами в каждую эпоху наблюдения. Это было впервые сообщено в 1995 году ^[48] и с тех пор было сообщено в нескольких событиях. Параллакс в событиях с точечной линзой лучше всего может быть измерен для долгосрочных событий с большим , т. е. от медленно движущихся линз малой массы, которые находятся близко к наблюдателю. ${\displaystyle \pi _{E}}$

Если исходная звезда является двойной звездой , то она также будет иметь дополнительное относительное движение, которое также может вызвать обнаруживаемые изменения в кривой блеска. Этот эффект известен как Xallarap (параллакс, написанный наоборот).

Обнаружение внесолнечных планет

Гравитационное микролинзирование экзопланеты

Если линзирующий объект — звезда с планетой, вращающейся вокруг нее, это экстремальный пример события двойной линзы. Если источник пересекает каустику, отклонения от стандартного события могут быть большими даже для планет с малой массой. Эти отклонения позволяют нам сделать вывод о существовании и определить массу и разделение планеты вокруг линзы. Отклонения обычно длятся несколько часов или несколько дней. Поскольку сигнал сильнее всего, когда само событие сильнее всего, события с большим увеличением являются наиболее перспективными кандидатами для детального изучения. Обычно группа исследователей уведомляет сообщество, когда они обнаруживают событие с большим увеличением в процессе. Последующие группы затем интенсивно следят за текущим событием, надеясь получить хорошее освещение отклонения, если оно произойдет. Когда событие заканчивается, кривая блеска сравнивается с теоретическими моделями, чтобы найти физические параметры системы. Параметры, которые можно определить непосредственно из этого сравнения, — это отношение массы планеты к массе звезды и отношение углового разделения звезда-планета к углу Эйнштейна. Из этих соотношений, а также предположений о звезде-линзе, можно оценить массу планеты и ее орбитальное расстояние. ^{[ необходима ссылка ]}

Экзопланеты, открытые с помощью микролинзирования, по годам до 2014 года.

Первый успех этого метода был достигнут в 2003 году как OGLE, так и MOA события микролинзирования OGLE 2003–BLG–235 (или MOA 2003–BLG–53) . Объединив свои данные, они обнаружили, что наиболее вероятная масса планеты составляет 1,5 массы Юпитера. ^[49] По состоянию на апрель 2020 года этим методом было обнаружено 89 экзопланет. ^[50] Известные примеры включают OGLE-2005-BLG-071Lb , ^[51] OGLE-2005-BLG-390Lb , ^[52] OGLE-2005-BLG-169Lb , ^[53] две экзопланеты вокруг OGLE-2006-BLG-109L , ^[54] и MOA-2007-BLG-192Lb . ^[55] Примечательно, что на момент своего объявления в январе 2006 года планета OGLE-2005-BLG-390Lb, вероятно, имела самую низкую массу среди всех известных экзопланет, вращающихся вокруг обычной звезды, со средним значением в 5,5 масс Земли и примерно двукратной неопределенностью. Этот рекорд был оспорен в 2007 году Gliese 581 c с минимальной массой в 5 масс Земли, а с 2009 года Gliese 581 e является самой легкой известной «обычной» экзопланетой с минимальной массой в 1,9 масс Земли. В октябре 2017 года было сообщено об OGLE-2016-BLG-1190Lb , чрезвычайно массивной экзопланете (или, возможно, коричневом карлике ), примерно в 13,4 массы Юпитера . ^[56]

Сравнивая этот метод обнаружения экзопланет с другими методами, такими как транзитный метод, одним из преимуществ является то, что интенсивность отклонения планеты не зависит от массы планеты так сильно, как эффекты в других методах. Это делает микролинзирование хорошо подходящим для поиска планет с малой массой. Он также позволяет обнаруживать планеты, находящиеся дальше от родительской звезды, чем большинство других методов. Одним из недостатков является то, что отслеживание системы линз очень сложно после окончания события, поскольку требуется много времени, чтобы линза и источник были достаточно разделены, чтобы разрешить их по отдельности.

Земная атмосферная линза, предложенная Ю Ваном в 1998 году, которая будет использовать атмосферу Земли в качестве большой линзы, также может напрямую получать изображения близлежащих потенциально обитаемых экзопланет. ^[57]

Эксперименты по микролинзированию

Существует два основных типа экспериментов по микролинзированию. Группы «поиска» используют крупномасштабные изображения для поиска новых событий микролинзирования. Группы «последующего контроля» часто координируют телескопы по всему миру для обеспечения интенсивного освещения избранных событий. Все первоначальные эксперименты имели несколько рискованные названия до формирования группы PLANET. В настоящее время существуют предложения по созданию новых специализированных спутников микролинзирования или использованию других спутников для изучения микролинзирования. ^{[ необходима цитата ]}

Поиск сотрудничества

• Alard; Mao; Guibert (1995). "Object DUO 2: A New Binary Lens Candidate". Астрономия и астрофизика . 300 : L17. arXiv : astro-ph/9506101 . Bibcode : 1995A&A...300L..17A.Фотографический поиск выпуклости.
• Experience de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993–2002) В основном французское сотрудничество. EROS1: Поиск БМЦ с помощью фотографических пластин: EROS2: Поиск БМЦ, ММЦ, балджа и спиральных рукавов с помощью ПЗС.
• MACHO (1993–1999) Сотрудничество Австралии и США. ПЗС-поиск балджа и БМО.
• Эксперимент по оптической гравитационной линзе (OGLE) (1992 –), польское сотрудничество, основанное Пачинским и Удальским . Специализированный 1,3-метровый телескоп в Чили, управляемый Варшавским университетом. Цели на балдж и Магеллановы Облака.
• Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) (1998 – ), японо-новозеландское сотрудничество. Специализированный 1,8-метровый телескоп в Новой Зеландии. Цели на балдж и Магеллановы Облака.
• SuperMACHO (2001 – ), преемник коллаборации MACHO, использовал 4-метровый телескоп CTIO для изучения слабых микролинз LMC.

Последующее сотрудничество

• Сеть зондирования аномалий линзирования (PLANET) Многонациональное сотрудничество.
• MicroFUN , Сеть наблюдения за микролинзированием
• Поиск планет методом микролинзирования (MPS) Архивировано 23 апреля 1999 г. на Wayback Machine
• Сеть микролинзирования для обнаружения малых экзопланет земного типа, MiNDSTEp
• RoboNet. Поиск планет с использованием глобальной сети роботизированных телескопов.

Пиксельное линзирование галактики Андромеды

• МЕГА
• АГАПЕ (на французском)
• WeCAPP
• Проект Ангстрема
• ПЛАН Архивировано 22 июля 2011 г. на Wayback Machine

Предлагаемые эксперименты со спутниками

• Телескоп для исследования экзопланет в Галактике (GEST) Архивировано 16 мая 2001 г. на Wayback Machine
• Ключевой проект SIM Microlensing должен был использовать чрезвычайно высокоточную астрометрию спутника Space Interferometry Mission, чтобы сломать вырождение микролинзирования и измерить массу, расстояние и скорость линз. Этот спутник откладывался несколько раз и, наконец, был отменен в 2010 году.
• Космический телескоп Nancy Grace Roman , который NASA готовит к запуску в середине 2020-х годов, будет включать микролинзирование наряду с несколькими другими исследованиями. Микролинзирование демографических данных дополнит данные миссий Kepler и TESS , с лучшей чувствительностью к планетам, таким как Земля и Марс, которые с большей вероятностью являются каменистыми планетами в обитаемой зоне своих солнц. ^{[ необходима цитата ]}

Смотрите также

• Гравитационная линза
• OGLE-2019-BLG-0960Lb
• Земная атмосферная линза

Ссылки

1. Joachim Wambsganss (2006). "Gravitational Microlensing". Гравитационное линзирование: сильное, слабое и микро. Saas-Fee Advanced Courses. Том 33. Saas-Fee Lectures, Springer-Verlag. С. 453–540. doi :10.1007/978-3-540-30310-7_4. ISBN 978-3-540-30309-1. S2CID  119384147.
2. Kochanek, CS (2004). «Количественная интерпретация кривых блеска микролинзирования квазаров». The Astrophysical Journal . 605 (1): 58–77. arXiv : astro-ph/0307422 . Bibcode : 2004ApJ...605...58K. doi : 10.1086/382180. S2CID  18391317.
3. Poindexter, Shawn; Morgan, Nicholas; Kochanek, Christopher S. (2008). «Пространственная структура аккреционного диска». The Astrophysical Journal . 673 (1): 34–38. arXiv : 0707.0003 . Bibcode : 2008ApJ...673...34P. doi : 10.1086/524190. S2CID  7699211.
4. Eigenbrod, A.; Courbin, F.; Meylan, G.; Agol, E.; Anguita, T.; Schmidt, RW; Wambsganss, J. (2008). «Изменчивость микролинзирования в гравитационно-линзовом квазаре QSO 2237+0305 = Крест Эйнштейна. II. Энергетический профиль аккреционного диска». Astronomy & Astrophysics . 490 (3): 933–943. arXiv : 0810.0011 . Bibcode :2008A&A...490..933E. doi :10.1051/0004-6361:200810729. S2CID  14230245.
5. Mosquera, AM; Muñoz, JA; Mediavilla, E. (2009). «Обнаружение хроматического микролинзирования в Q 2237+0305 A». The Astrophysical Journal . 691 (2): 1292–1299. arXiv : 0810.1626 . Bibcode : 2009ApJ...691.1292M. doi : 10.1088/0004-637X/691/2/1292. S2CID  15724872.
6. Флойд, Дэвид Дж. Э.; Бейт, Н. Ф.; Вебстер, Р. Л. (2009). «Аккреционный диск в квазаре SDSS J0924+0219». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 398 (1): 233–239. arXiv : 0905.2651 . Bibcode : 2009MNRAS.398..233F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15045.x . S2CID  18381541.
7. Келли (2018). «Экстремальное увеличение отдельной звезды при красном смещении 1,5 с помощью линзы скопления галактик». Nature Astronomy . 2 (4): 334–342. arXiv : 1706.10279 . Bibcode : 2018NatAs...2..334K. doi : 10.1038/s41550-018-0430-3. S2CID  125826925.
8. Diego (2018). «Темная материя под микроскопом: ограничение компактной темной материи с помощью событий каустического пересечения». The Astrophysical Journal . 857 (1): 25–52. arXiv : 1706.10281 . Bibcode : 2018ApJ...857...25D. doi : 10.3847/1538-4357/aab617 . S2CID  55811307.
9. Рефсдал, С. (1964). «Эффект гравитационной линзы». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 128 (4): 295–306. Bibcode : 1964MNRAS.128..295R. doi : 10.1093/mnras/128.4.295 .
10. Пачиньский, Б. (1986). «Гравитационное микролинзирование галактическим гало». The Astrophysical Journal . 304 : 1. Bibcode : 1986ApJ...304....1P. doi : 10.1086/164140 .
11. Боден, А. Ф.; Шао, М.; ван Бюрен, Д. (1998). «Астрометрическое наблюдение гравитационного микролинзирования MACHO». The Astrophysical Journal . 502 (2): 538–549. arXiv : astro-ph/9802179 . Bibcode : 1998ApJ...502..538B. doi : 10.1086/305913. S2CID  119367990.
12. Delplancke, F.; Górski, KM; Richichi, A. (2001). «Разрешение событий гравитационного микролинзирования с помощью оптической интерферометрии с длинной базой». Astronomy and Astrophysics . 375 (2): 701–710. arXiv : astro-ph/0108178 . Bibcode : 2001A&A...375..701D. doi : 10.1051/0004-6361:20010783. S2CID  9243538.
13. Донг, Субо; Меранд, А.; Дельпланке-Штрёбеле, Ф.; Гулд, Эндрю; и др. (2019). «Первое разрешение микролинзовых изображений». The Astrophysical Journal . 871 (1): 70–80. arXiv : 1809.08243 . Bibcode : 2019ApJ...871...70D. doi : 10.3847/1538-4357/aaeffb . S2CID  119434631.
14. Kailash Sahu; et al. (31 января 2022 г.). «Изолированная черная дыра звездной массы обнаружена с помощью астрометрического микролинзирования». The Astrophysical Journal . 933 (1): 83. arXiv : 2201.13296 . Bibcode : 2022ApJ...933...83S. doi : 10.3847/1538-4357/ac739e . S2CID  246430448.
15. Богдан Пачиньский (10 февраля 1998 г.). «Гравитационное микролинзирование с помощью миссии космической интерферометрии ». Astrophysical Journal . 494 (1). arXiv : astro-ph/9708155 . Bibcode : 1998ApJ...494L..23P. doi : 10.1086/311153. S2CID  13865408.
16. "A Microlensing Mystery" . Получено 7 октября 2015 г. .
17. Миннити, Д.; Контрерас Рамос, Р.; Алонсо-Гарсия, Х.; Ангита, Т.; Кателан, М.; Гран, Ф.; Мотта, В.; Муро, Г.; Рохас, К.; Сайто, Р. К. (2015). "Наблюдения обзора VVV кандидата в черную дыру звездной массы с микролинзированием в области шарового скопления NGC 6553". The Astrophysical Journal . 810 (2): L20. arXiv : 1508.06957 . Bibcode :2015ApJ...810L..20M. doi :10.1088/2041-8205/810/2/l20. S2CID  119212281.
18. "Они взрываются? - Gaia - Cosmos". www.cosmos.esa.int . Получено 18 июня 2022 г. .
19. Выжиковский, Лукаш; Крушиньска, К.; Рыбицкий, К.А.; Холл, Б.; ур-Тайби, И. Леко; Моулави, Н.; Ниенартович, К.; де Фомбель, Ж. Жеварда; Римольдини, Л.; Одар, М.; Гарсия-Ларио, П. (2023). « Выпуск данных Гайи 3». Астрономия и астрофизика . 674 : А23. arXiv : 2206.06121 . дои : 10.1051/0004-6361/202243756. S2CID  249625849.
20. Сотрудничество MACHO; Alcock; Allsman; Alves; Axelrod; Becker; Bennett; Cook; Dalal (2000). «Проект MACHO: результаты микролинзирования за 5,7 лет наблюдений LMC». Astrophys. J . 542 (1): 281–307. arXiv : astro-ph/0001272 . Bibcode :2000ApJ...542..281A. doi :10.1086/309512. S2CID  15077430.
21. Alcock; Allsman; Alves; Axelrod; Becker; Bennett; Cook; Drake; Freeman (2000). «Проект MACHO: Микролинзирование оптической глубины в направлении галактического балджа с помощью анализа разностных изображений». The Astrophysical Journal . 541 (2): 734–766. arXiv : astro-ph/0002510 . Bibcode : 2000ApJ...541..734A. doi : 10.1086/309484. S2CID  119339265.
22. Шнайдер, Элерс и Фалько. Гравитационные линзы . 1992.
23. Эйнштейн, А. (1936). «Линзоподобное действие звезды при отклонении света в гравитационном поле». Science . 84 (2188): 506–7. Bibcode :1936Sci....84..506E. doi :10.1126/science.84.2188.506. PMID  17769014.
24. Чанг, К.; Рефсдал, С. (1979). «Изменения потока QSO 0957 + 561 A, B и расщепление изображения звездами вблизи светового пути». Nature . 282 (5739): 561–564. Bibcode :1979Natur.282..561C. doi :10.1038/282561a0. S2CID  4325497.
25. Young, P. (1 марта 1981 г.). «Q0957+561: влияние случайных звезд на гравитационную линзу». The Astrophysical Journal . 244 : 756–767. Bibcode : 1981ApJ...244..756Y. doi : 10.1086/158752 .
26. Ирвин, М. Дж.; Вебстер, Р. Л.; Хьюитт, П. К.; Корриган, Р. Т.; Едржеевски, Р. И. (декабрь 1989 г.). «Фотометрические вариации в системе Q2237 + 0305 — первое обнаружение события микролинзирования». The Astronomical Journal . 98 : 1989. Bibcode : 1989AJ.....98.1989I. doi : 10.1086/115272.
27. Nemiroff, Robert J. (июнь 1986). «Случайное гравитационное линзирование». Астрофизика и космическая наука . 123 (2): 381–387. Bibcode : 1986Ap&SS.123..381N. doi : 10.1007/BF00653957. S2CID  122855233.
28. Немирофф, Роберт Дж. (декабрь 1987 г.). Прогнозирование и анализ основных явлений гравитационного микролинзирования (диссертация). Bibcode : 1987PhDT........12N. doi : 10.5281/zenodo.33974.
29. Alcock, C.; Akerlof, CW; Allsman, RA; Axelrod, TS; Bennett, DP; Chan, S.; Cook, KH; Freeman, KC; Griest, K.; Marshall, SL; Park, HS.; Perlmutter, S.; Peterson, BA; Pratt, MR; Quinn, PJ; Rodgers, AW; Stubbs, CW; Sutherland, W. (14 октября 1993 г.). "Возможное гравитационное микролинзирование звезды в Большом Магеллановом Облаке". Nature . 365 (6447): 621–623. arXiv : astro-ph/9309052 . Bibcode :1993Natur.365..621A. doi :10.1038/365621a0. S2CID  4233746.
30. Обур, Э.; Барейр, П.; Бреэн, С.; Грос, М.; Лашьез-Рей, М.; Лоран, Б.; Лескуа, Э.; Магневиль, К.; Мильштайн, А.; Москосо, Л.; Кеннек, Ф.; Рич, Дж.; Спиро, М.; Вигру, Л.; Зилберайч, С.; Ансари, Р.; Кавалер, Ф.; Монье, М.; Болье, Ж.-П.; Ферлет, Р.; Грайсон, доктор философии; Видал-Маджар, А.; Гвиберт, Дж.; Моро, О.; Таджахмади, Ф.; Морис, Э.; Прево, Л.; Гри, К. (14 октября 1993 г.). «Доказательства гравитационного микролинзирования темными объектами в галактическом гало». Nature . 365 (6447): 623–625. Bibcode :1993Natur.365..623A. doi :10.1038/365623a0. S2CID  4303500.
31. Alcock, C.; Allsman, RA; Alves, DR; Axelrod, TS; Becker, AC; Bennett, DP; Cook, KH; Dalal, N.; Drake, AJ; Freeman, KC; Geha, M.; Griest, K.; Lehner, MJ; Marshall, SL; Minniti, D.; Nelson, CA; Peterson, BA; Popowski, P.; Pratt, MR; Quinn, PJ; Stubbs, CW; Sutherland, W.; Tomaney, AB; Vandehei, T.; Welch, D. (10 октября 2000 г.). «Проект MACHO: результаты микролинзирования за 5,7 лет наблюдений Большого Магелланова Облака». The Astrophysical Journal . 542 (1): 281–307. arXiv : astro-ph/0001272 . Bibcode : 2000ApJ...542..281A. doi : 10.1086/309512. S2CID  15077430.
32. Тиссеран, П.; Ле Гийу, Л.; Афонсу, К.; Альберт, JN; Андерсен, Дж.; Ансари, Р.; Обур, Э.; Барейр, П.; Болье, JP; Шарло, X.; Кутюр, К.; Ферлет, Р.; Фуке, П.; Глиценштейн, Дж. Ф.; Гольдман, Б.; Гулд, А.; Графф, Д.; Грос, М.; Хайсински, Дж.; Хамадаче, К.; де Кэт, Дж.; Лассер, Т.; Лескуа, Э.; Лу, К.; Магневиль, К.; Маркетт, Дж.Б.; Морис, Э.; Мори, А.; Мильштайн, А.; Монье, М.; Паланк-Делабруй, Н.; Пердеро, О.; Рахал, Й.Р.; Рич, Дж.; Спиро, М.; Видал-Маджар, А.; Вигру, Л. (июль 2007 г.). «Ограничения на содержание Мачо в галактическом гало по данным обзора Магеллановых облаков, проведенного EROS-2» ". Астрономия и астрофизика . 469 (2): 387–404. arXiv : astro-ph/0607207 . Bibcode : 2007A&A...469..387T. doi : 10.1051/0004-6361:20066017. S2CID  15389106.
33. Микролинзовые наблюдения в астрофизике
34. «Думаем наперед». MiNDSTEP .
35. РобоНет
36. Сеть наблюдения за микролинзированием
37. Сотрудничество μFUN-PLANET
38. Гоф, Эван (1 октября 2020 г.). «Обнаружена планета-изгой массой Земли, свободно плавающая в Млечном Пути без звезды». Universe Today . Получено 2 октября 2020 г.
39. Мроз, Прземек и др. (29 сентября 2020 г.). «Кандидат на планету-изгой земной массы, обнаруженный в кратчайшем по времени событии микролинзирования». The Astrophysical Journal . 903 (1): L11. arXiv : 2009.12377 . Bibcode :2020ApJ...903L..11M. doi : 10.3847/2041-8213/abbfad . S2CID  221971000.
40. Гулд, Эндрю (2000). «Естественный формализм для микролинзирования». The Astrophysical Journal . 542 (2): 785–788. arXiv : astro-ph/0001421 . Bibcode : 2000ApJ...542..785G. doi : 10.1086/317037. S2CID  15356294.
41. "(sqrt(4*G*60 масс Юпитера*4000 парсеков/(c^2*4000 парсеков * 8000 парсеков)) радиан) в угловых секундах". Wolframalpha .
42. "1,17 * 10^-9 * 4000 парсеков в а.е." Вольфрамальфа .
43. "Микролинзирование" (PDF) . Энциклопедия астрономии и астрофизики . Получено 13 февраля 2018 г. .
44. Лэндис, Джеффри А. (2017). «Миссия к гравитационному фокусу Солнца: критический анализ». 55-я конференция AIAA Aerospace Sciences . arXiv : 1604.06351 . doi : 10.2514/6.2017-1679. ISBN 978-1-62410-447-3.
45. Гулд, Эндрю (1994). "Скорости MACHO по параллаксам, полученным со спутников". The Astrophysical Journal . 421 : L75. Bibcode : 1994ApJ...421L..75G. doi : 10.1086/187191.
46. Донг, Субо; Удальски, А.; Гулд, А.; Рич, В.Т.; Кристи, Г.В.; Боден, А.Ф.; Беннетт, Д.П.; Фацио, Г.; Грист, К. (2007). «Первое измерение параллакса микролинз в космосе: наблюдения Спитцера за OGLE-2005-SMC-001». The Astrophysical Journal . 664 (2): 862–878. arXiv : astro-ph/0702240 . Bibcode :2007ApJ...664..862D. doi :10.1086/518536. S2CID  8479357.
47. Харди, С. Дж.; Уокер, МА (1995). "Эффекты параллакса в событиях двойного микролинзирования". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 276 (4): L79. Bibcode : 1995MNRAS.276L..79H. doi : 10.1093/mnras/276.1.L79 .
48. Alcock, C.; Allsman, RA; Alves, D.; Axelrod, TS; Bennett, DP; Cook, KH; Freeman, KC; Griest, K.; Guern, J. (1995). "Первое наблюдение параллакса в событии гравитационного микролинзирования". The Astrophysical Journal . 454 (2): L125. arXiv : astro-ph/9506114 . Bibcode :1995ApJ...454L.125A. doi :10.1086/309783. S2CID  119035972.
49. Бонд; Удальский; Ярошинский; Раттенбери; Пачинский; Сошинский; Выжиковский; Шиманский; Кубяк (2004). «OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53: Событие планетарного микролинзирования». Астрофиз. Дж . 606 (2): Л155–Л158. arXiv : astro-ph/0404309 . Бибкод : 2004ApJ...606L.155B. дои : 10.1086/420928. S2CID  17610640.
50. [1] Статистика экзопланет и кандидатов, полученная из Архива экзопланет Института экзопланетологии НАСА.
51. Удальский; Ярошинский; Пачинский; Кубяк; Шиманский; Сошинский; Пьетжинский; Улачик; Шевчик (2005). "Планета с массой Юпитера в событии микролинзирования OGLE-2005-BLG-071". The Astrophysical Journal . 628 (2): L109–L112. arXiv : astro-ph/0505451 . Bibcode :2005ApJ...628L.109U. doi :10.1086/432795. S2CID  7425167.
52. Сайт OGLE Архивировано 5 июня 2011 г. на Wayback Machine
53. Гулд; Удальский; Ан; Беннетт; Чжоу; Донг; Раттенбери; Гауди; Йок (2006). «Микролинза OGLE-2005-BLG-169 подразумевает, что холодные планеты, подобные Нептуну, распространены». Astrophys. J . 644 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0603276 . Bibcode :2006ApJ...644L..37G. doi :10.1086/505421. S2CID  14270439.
54. Гауди; Беннетт; Удальски; Гулд; Кристи; Маоз; Донг; Маккормик; Шимански (2008). «Открытие аналога Юпитера/Сатурна с помощью гравитационного микролинзирования». Science . 319 (5865): 927–930. arXiv : 0802.1920 . Bibcode :2008Sci...319..927G. doi :10.1126/science.1151947. PMID  18276883. S2CID  119281787.
55. Пол Ринкон, Найдена самая маленькая внесолнечная планета, BBC, 2 июня 2008 г.
56. Ryu, Y.-H.; et al. (27 октября 2017 г.). «OGLE-2016-BLG-1190Lb: Первая планета балджа Спитцера находится вблизи границы планеты/коричневого карлика». The Astronomical Journal . 155 : 40. arXiv : 1710.09974 . doi : 10.3847/1538-3881/aa9be4 . S2CID  54706921.
57. Ван, Юй (1998). «Космический телескоп с очень высоким разрешением, использующий атмосферу Земли в качестве объектива». В Bely, Pierre Y.; Breckinridge, James B. (ред.). Space Telescopes and Instruments V. Vol. 3356. p. 665. doi :10.1117/12.324434.

Внешние ссылки

• Открытие планеты в пять раз массивнее Земли, вращающейся вокруг звезды на расстоянии 20 000 световых лет от нас
• Гравитационное линзирование (анимация) - бинарная точечная массовая линза на YouTube