We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Ek het probeer om dit op te soek, maar ek kon geen formule vind op die afstand van swaartekraglens nie. Ek weet dat ons son ongeveer 550 AE is, alhoewel verdere afstande ook werk, aangesien dit nie 'n enkele fokus is nie omdat die gravitasieveld oor die afstand van die fokusliggaam afneem.
Is daar 'n redelike eenvoudige formule om afstand vir 'n gravitasielens te bereken? Ek is spesifiek nuuskierig vir wit dwergsterre, want daar is net 8 ligjare hiervandaan, en hulle lyk soos 'n goeie voorwerp met 'n goeie lens, maar nie superfokus soos 'n neutronster of swart gat nie.
Byvoorbeeld, as 'n teleskoop gebou is met Sirius B as fokus, hoe ver sal die teleskoop moet wees en hoe kragtig kan dit wees (miskien mag dit 'n aparte vraag wees, maar ek laat dit vir eers hier?
Sou Sirius B se binêre baan 'n hindernis of 'n voordeel wees, wat 'n groter fokusarea moontlik maak?
Pure nuuskierigheid. Ek verwag nie dat ons binnekort daar sal wees nie.
Die gravitasiefokus waaroor u praat, is eintlik 'n minimum waarde, gedefinieer deur parallelle ligstrale van 'n baie verre ster wat net verby die son skuif, aangesien dit volgens Algemene Relatiwiteit gebuig word.
Die algemene formule vir sulke lense is dat lig gebuig word deur 'n hoek (in radiale) van $$ alpha = frac {4 GM} {c ^ 2 r}, $$ waar $ M $ is die massa van die lens (veronderstel dat dit 'n punt of sferies-simmetriese massa is) en $ r $ is die naaste benadering van 'n ligstraal na die lensmassa.
Om uit te vind waar 'n ring strale gefokus sal word, is net 'n bietjie trigonometrie. $$ d_f simeq frac {r} { alpha} = frac {c ^ 2 r ^ 2} {4GM} $$
Hierdie brandpuntafstand is 'n minimum, want dit sou groter wees vir 'n ringstrale wat die lens verbysteek met 'n groter waarde van $ r $.
Vir die son as 'n lens wat u gebruik $ M = 2 keer 10 ^ {30} $ kg en $ r = 6.9 keer 10 ^ {8} $ m, en bereken $ d_f = 540 $ au.
Wit dwergsterre het 'n soortgelyke massa (eintlik is die meeste ongeveer 60% van die massa van die son, maar Sirius B is amper presies 'n sonmassa), maar het radiusse ongeveer die grootte van die aarde - dit wil sê honderd keer minder as die son.
Dit beteken dat die waarde van $ d_f $ gaan ongeveer 10 000 keer minder as 540 au wees. U kan die formule hierbo gebruik om dit vir elke kombinasie van massa en radius te bereken.
Om die teleskoop te gebruik, plaas u detektors op u gekose fokus en neem die helder "Einstein-ring" van 'n verre bron, waar presies agter die lens. Die vergrotingsfaktor (die toename in die hoeveelheid lig wat van die bron versamel word) is dan $ 4 alpha / theta $, waar $ theta $ is die hoekgrootte van die bron sonder die lens.
Vir 'n wit dwerg sou die vergroting by die minimum fokus 100 keer groter wees, want $ alpha $ is 100 keer groter.
Let daarop dat die grootte van die beeld verander deur die verhouding van die brandpuntafstand tot die bronafstand. $$ x_i = x_o frac {d_f} {d_o} $$ Die beeld van 'n ver voorwerp sal dus 10 000 keer kleiner wees as die gebruik van die son, wat baie geriefliker is!
bv. Let op 'n aarde-agtige planeet op 10 ly met 'n fokus van 630 au (= 0,01 ly) vanaf die son. Die beelddeursnee sal 12,5 km wees. Dit is baie CCD-detektore! Die gebruik van 'n wit dwerg met 'n brandpuntlengte wat 10.000 keer kleiner is, gee 'n beeld van net 1,25 m.
Dit alles veronderstel dat die teleskoop perfek gerig is met die bron reg agter die lens. Enige relatiewe beweging moet reggestel word, anders sal die beeld vinnig deur die fokusvlak beweeg (soos 'n planeet wat met 'n groot vergroting deur 'n normale teleskoop beskou word).
'N "Onmoontlike" wit dwerg wat in Kepler-data geïdentifiseer word
Deur: AAS Nova 15 Augustus 2019 
9
Kry sulke artikels na u posbus gestuur
Alhoewel Kepler se primêre missie jare gelede geëindig het, bly die datastel 'n groot speelplek waarin sterrekundiges steeds nuwe verrassings in sterre ligkrommes ontdek. Die nuutste? Bewyse van 'n wit dwerg wat alle verwagtinge trotseer.
In hierdie kunstenaar se illustrasie van selflens, gaan 'n wit dwerg voor 'n metgesel-ster deur, en swaartekragtig die ster daaragter.
NASA / JPL-Caltech
Die vorming van 'n liggewig
CfA / David A. Aguilar
Wit dwerge kom in verskillende groottes voor. 'N Tipiese wit dwerg kan ongeveer 0,6 sonmassa wees en ontstaan wanneer 'n geïsoleerde ster van 'n paar keer die massa van die son uitbrei tot 'n rooi reus, sy brandstofvoorraad uitput en sy buitenste lae uitpof en sy dooie, digte agterlaat kern.
Maar sommige waargeneem wit dwerge het baie laer massas - sê maar, tussen 0,15 en 0,3 sonmassa. Om so 'n klein oorblyfselmassa te produseer, sal die massa van die aanvanklike stamvader ook baie laag moet wees. Maar dit hou 'n probleem in: kleiner sterre neem langer om te ontwikkel, dus 'n ster met so 'n lae massa sal langer nodig hê as die ouderdom van die heelal om die brandstofvoorraad te verbruik!
Aangesien geïsoleerde sterre-evolusie nie uiters lae-massa massa-dwerge kan verklaar nie, besluit sterrekundiges oor 'n ander verduideliking: binêre interaksies. In hierdie scenario lei die noue baan van twee sterre in 'n binêre daartoe dat materiaal van die stamvader verwyder word, wat die massaverlies versnel en dit in 'n baie lae massa wit dwerg kan ontwikkel.
Tot dusver pas hierdie verklaring by ons waarnemings. Maar die ontdekking van 'n nuwe lae-massa wit dwerg is 'n uitdaging vir ons begrip.
Voorbeelddiagram van 'n ander selflens-binêre stelsel, KOI-3278. Wanneer die wit dwerg tussen ons en die primêre ster beweeg, veroorsaak swaartekragvergroting 'n verheldering in die ligkromme wat ons waarneem. Vir KIC 8145411 neem ons geen okkulasie waar nie, want die lig van die wit dwerg is te flou om direk op te spoor.
Eric Agol
Selfverlenende verrassing
In 'n nuwe publikasie stel 'n span wetenskaplikes onder leiding van Kento Masuda (NASA Sagan Fellow aan die Princeton Universiteit) die ontdekking van die binêre stelsel KIC 8145411 uit Kepler-data voor. Hierdie unieke binêre is een van slegs vyf bekende self-lens stelsels: die een voorwerp in die binêre gravitasie lens die lig van die ander terwyl dit een keer per baan voor beweeg.
Masuda en medewerkers gebruik opvolgwaarnemings van die Fred Lawrence Whipple-sterrewag in Arizona en die Subaru-teleskoop op Hawaii om die eienskappe van die stelsel vas te stel, en bevestig dat ons kyk na 'n 0,2 sonmassa-wit dwerg wat om 'n sonagtige wentel. ster in 'n randjie, verduisterende wentelbaan.
Maar hier is die vangs: die baan van KIC 8145411 is redelik wyd, op 1,28 AU ('n periode van
450 dae) - tien keer te breed vir die primêre en die witdwerg-stamvader om op die manier te werk wat ons sou verwag. Hoe het hierdie 'onmoontlike' wit dwerg dan bestaan?
Wenk van die ysberg
Masuda et al. 2019 / Astrofisiese joernaalbriewe 2019
Masuda en medewerkers bespreek 'n paar voorgestelde vormingsmeganismes - soos interaksies met 'n tersiêre voorwerp wat uitgegooi of ingesluk is - maar nie een daarvan is veral bevredigend nie.
So wat is volgende? Die outeurs wys daarop dat ons net 1 uit 200 kans gehad het om hierdie spesifieke stelsel op te spoor, as gevolg van die oriëntasie op die rand - wat waarskynlik beteken dat KIC 8145411 net die punt van die ysberg is. Noudat ons weet wat ons soek, kan toegewyde soektogte in die toekoms nog baie van hierdie stelsels opduik - hopelik sal ons help om te verduidelik waarom hierdie wit dwerg tog moontlik is!
Aanhaling
“Self-lens-ontdekking van 'n 0,2 M⊙ White Dwarf in an Unusually Wide Orbit around a Sun-like Star, ”Kento Masuda et al 2019 ApJL 881 L3. doi: 10.3847 / 2041-8213 / ab321b
Hierdie berig verskyn oorspronklik op AAS Nova, wat navorsingshoogtepunte uit die tydskrifte van die American Astronomical Society bevat.
Wat is die swaartekragafstand van 'n wit dwergster? - Sterrekunde
Kennisgewing: Hierdie webwerf sal op 25 Junie 2021 afgetree word. Op daardie stadium word u outomaties herlei na Hubblesite.org, ons enkelbronwebwerf vir die Hubble-ruimteteleskoop.
White Dwarf Star Stein 2051 B
Vinnige feite
Die beeld is geskep uit Hubble-data uit voorstelle 13457 en 13850 P.I. K. Sahu (STScI).
F606W (wyd V), F814W (Ek)
Hierdie beeld is 'n samestelling van afsonderlike blootstelling wat deur die WFC3 / UVIS-instrument op die Hubble-ruimteteleskoop verkry is. Twee filters is gebruik om verskillende golflengte te meet. Die kleur is die resultaat van die toekenning van verskillende kleure (kleure) aan elke monochromatiese (grysskaal) beeld wat met 'n individuele filter geassosieer word. In hierdie geval is die kleure toegeken: siaan F606W en oranje F814W.
Stellar Alignment lewer White Dwarf's Mass
Lyk kan mislei. In hierdie beeld van die Hubble-ruimteteleskoop lyk die wit dwergster Stein 2051 B en die kleiner ster daaronder hegte bure. Die sterre bly egter ver van mekaar af. Stein 2051 B is 17 ligjare van die aarde af, die ander ster is ongeveer 5 000 ligjare weg.
Sterrekundiges het oor 'n tydperk van twee jaar die Hubble-waarnemings gedoen van die wit dwerg, die uitgebrande kern van 'n normale ster en die dowwe agtergrondster. Hubble het gesien hoe die dooie ster voor die agtergrondster verbygaan en sy lig aflei. Tydens die noue belyning het die verre sterlig ongeveer 2 miljard sent van sy werklike posisie verreken. Hierdie afwyking is so klein dat dit gelykstaande is aan die waarneming van 'n mierkruip oor die oppervlak van 'n kwart van 1,500 kilometer daarvandaan. Uit hierdie meting het sterrekundiges bereken dat die massa van die witdwerg ongeveer 68 persent van die sonmassa is.
Stein 2051 B is vernoem na sy ontdekker, die Nederlandse Rooms-Katolieke priester en sterrekundige Johan Stein.
Die gebruik van gravitasie-lens om sterre-eienskappe te meet
Gravitasie-lens, voorspel deur Einstein se algemene relatiwiteitsteorie, is die buiging van die lig as dit van 'n bron na die waarnemer beweeg. Die beweging van fotone word beïnvloed deur die swaartekragpotensiaal van massiewe voorwerpe. In die meeste gevalle waar gravitasielensing voorkom, buig 'n massiewe voorgrondvoorwerp (lens) die lig wat uitgestraal word deur 'n verre agtergrondvoorwerp (bron). As die voorwerpe ongeveer in 'n gemeenskaplike siglyn is, verskyn die bron nie op sy & lsquotrue & rsquo-ligging in die lug nie. As ons aanneem dat die afstand tussen die bron en die lens bekend is, kan gravitasie-lens 'n uitstekende metode wees om die massa van die & lsquolens te meet. & Rsquo
Tot op hede is swaartekraglens waargeneem in sterrestelsels en sterrestelsels, binne die Melkweg, terwyl sterre tussen die Aard se siglyn na verre sterre en in verduisterende binêre wit dwergsterre (digte sterreste) beweeg. 1 & ndash3 Die lig van die bron word deur die lens gebuig en dit lyk asof die bron op twee afsonderlike plekke afkomstig is. Hierdie liggings kom op 'n kenmerkende hoekafstand van die lens voor, bekend as die Einstein-radius. Wanneer die lens en bron amper in die lug oorvleuel, lyk dit asof die bron in 'n & lsquoEinstein-ring & rsquo uitgestrek is (sien Figuur 1). In beide gevalle word meer fotone van die bron waargeneem as indien die lens nie teenwoordig was nie. Dit lei tot 'n netto versterking van die helderheid van die bron. In sommige situasies word die dubbelbronbeeld of die Einstein-ring direk afgebeeld (soos in Figuur 1). In ander gevalle is die bron onopgelos, maar die netto-versterking van die helderheid van die bron word waargeneem.
Ons het swaartekraglens waargeneem in 'n voorwerp wat oorspronklik deur die NASA se Kepler-missie opgespoor is, wat 'n wye veldopname is vir die transito van buite-solare planete. Ons het die Kepler-data gebruik om rooi dwergsterre (klein en relatief koel) sterre met oorgangsplanete te bestudeer. 'N Besondere Kepler-voorwerp van belangstelling & mdashKOI-256 & mdash het blykbaar 'n Jupiter-grootte planeet gehad wat verby is. Oorwegende planete van die Jupiter-tipe skep tipies wisselende ligkurwes met 'n in- / uitgangstyd van ongeveer 10 minute. Die ligkromme van KOI-256 was egter skerp (sien linker onderpaneel van Figuur 2) en het 'n baie kort (90 sekondes) in- / uitgangstyd gehad. 4
Die eienaardighede van die ligkromme van hierdie voorwerp het ons laat vermoed dat die sein te wyte was aan 'n wit dwerg wat agter die rooi dwerg deurgaan, dit wil sê 'n okkultasie, eerder as aan 'n planeet wat oorgaan. Ons kon dit bevestig met daaropvolgende metings van radiale snelheid wat ons met die Hale-teleskoop by Palomar Observatory gedoen het. Ons meting van die Doppler-verskuiwing van die rooi dwerg dui op die teenwoordigheid van 'n baie massiewe metgesel, soos 'n wit dwerg, eerder as 'n planeet.
Ons het die ligkromme half tussen twee okkultasiegebeurtenisse ondersoek, dit wil sê wanneer daar van die wit dwerg verwag word om voor die rooi dwerg deur te gaan. Alhoewel ons 'n duidelike verduistering van die ligsein waargeneem het, was die verduistering minder as wat verwag is (sien die onderste paneel regs van Figuur 2). Ons het bereken dat die transito-dip beïnvloed is deur gravitasie-lens. Die wit dwerg het die lig van die rooi dwerg in die skadu gestel en dit effens versterk. Toe ons die lens- en Doppler-skuifmetings in ons modelle vir die transito- en okkultasie-ligkrommes opgeneem het, kon ons die massa en radius van die wit dwerg empiries bepaal (sulke empiriese berekeninge is baie skaars vir wit dwerge).
Die massa en radius wat ons vir KOI-256 bepaal het, stem ooreen met sterre evolusiemodelle. Hierdie ster is oorheersend van koolstof en suurstof gemaak en sou waarskynlik 'n helder A-ster gewees het toe hy nog waterstof verbrand het. Hierdie voorwerp bied 'n maatstaf wat ons kan gebruik om ons sterre evolusiemodelle te kalibreer. Ons bevindinge word grotendeels moontlik gemaak deur die indrukwekkende fotometriese presisie van die Kepler-ruimtetuig, voordat die onlangse rigtingstelsel misluk het.
Ons eerste opsporing van gravitasie-lens tydens die deurvoer van 'n wit dwerg oor 'n rooi dwerg is 'n indrukwekkende toevoeging tot die nalatenskap van die Kepler-missie. Ons toekomstige werk sal die soeke in die Kepler-data-argief vir soortgelyke voorwerpe insluit. Ons hoop om 'n statisties beduidende groep lensdooidwergstelsels te vind sodat ons hul onderliggende fisika empiries kan ondersoek.
Hierdie werk is ondersteun deur 'n NASA Hubble Fellowship-toekenning (HST-HF-1326.01-A) toegeken deur die Space Telescope Science Institute, wat bedryf word deur die Association of Universities for Research in Astronomy onder NASA-kontrak NAS 5-26555.
Philip Muirhead promoveer in 2011 aan die Cornell University in astronomie en ruimtewetenskap. Sedertdien was hy 'n nadoktorale geleerde aan die California Institute of Technology en is hy tans 'n Hubble Postdoctoral Fellow. Sy primêre navorsing behels astronomiese instrumente, sterre met lae massa en buitesolêre planete.
Australië en Nieu-Seeland vorm deel van die internasionale samewerking
'N Aantal Australiese en Nieu-Seelandse instellings was betrokke by die internasionale samewerking en die vrystelling van hierdie nuwe artikel, waaronder die Swinburne Universiteit van Tegnologie, die ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav), International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR) en Auckland Universiteit van Tegnologie.
Internasionale medewerkers het lede van die Max Planck Institute of Radio Astronomy in Duitsland, die Square Kilometer Array-organisasie in die Verenigde Koninkryk en Aarhus Universiteit in Denemarke ingesluit.
Sonlens-teleskoop: NASA-wetenskaplikes stel nuwe tegniek voor om die oppervlak direk van verre eksoplanete te beeld
'N Ruimteteleskoop wat ver buite die baan van die dwergplaneet Pluto geplaas is, kan volgens die NASA-fisikus Slava Turyshev en kollegas eendag hoë-resolusiebeelde van verre eksoplanete lewer. Die geheim van die buitengewone krag van die teleskoop is die swaartekragveld van die Son.
Hierdie kunstenaar se konsep beeld Kepler-186f uit, die eerste gevalideerde Aarde-grootte planeet wat om 'n verre ster in die bewoonbare sone wentel. Beeldkrediet: NASA / Ames / SETI Institute / JPL-Caltech.
Op die regte plek sou 'n ruimteteleskoop die beeld van 'n eksoplaneet sien versterk deur ordes van grootte.
Die son buig die lig van die planeet om hom, fokus dit op 'n punt aan die teenoorgestelde kant en vergroot die planeet in 'n reuse-beeld.
'Dit is ons volgende stap om verder te gaan as die sonnestelsel. En dit is waarheen ons moet gaan, 'sê dr. Turyshev, wat onlangs 'n groot stap van sy eie geneem het.
Dr Turyshev was die eerste wat die ingewikkelde kwantummeganiese vergelykings gepubliseer het wat die gedrag van die lig op die fokuspunt van die gravitasielens vaslê, ongeveer 80 miljard kilometer van die aarde af. Sy vergelykings toon dat 'n close-upbeeld van, byvoorbeeld, 'n tweeling van die aarde wat 100 ligjaar verder is, minstens in beginsel met 'n geskikte ruimteteleskoop herwin kan word.
'Dit was 'n padversperring. Die vergelykings was voorheen onopgelos. Maar nou het alles goed nagegaan. Ons het 'n goeie begrip en vertroue in die oplossing, 'het dr. Turyshev gesê.
Terwyl hy die optiese besonderhede van die sonlens uitwerk, konsentreer ander NASA-spesialiste op die ingenieurswese.
NASA-ingenieur Nitin Arora is deel van 'n span wat 'n reeks konseptuele planne ontwikkel vir interstellêre robotreise en # 8212, insluitend wat nodig is om 'n ruimteteleskoop by die swaartekrag-lenspunt aan die ysige buitenste dele van die Sonnestelsel te kry.
'Jy kan geologiese kenmerke op daardie planeet sien. Ek is redelik seker dat jy mere en oseane, bergreekse kon sien, 'het dr. Arora gesê.
Om 'n teleskoop so ver in die diep ruimte in te stuur, sou presisietegnologie benodig wat nog uitgevind moes word. Om so 'n klein speldprik van 'n teiken te vind, moet die teleskoop se rigting akkuraatheid minstens 100 keer die van die huidige instrumente wees.
En die teikeneksoplanet sal nie stil sit nie, maar om sy ster wentel. Om die beweging van die planeet op so 'n uiters nabye afstand te hanteer, en die planeet tot 'n onscherpte te smeer, kan gevorderde beeldverwerking gebruik word. Maar 'n ander moontlikheid is om die eksoplanet op te spoor deur die teleskoop self in 'n soort kurktrekkerpatroon te skuif. Dit sou 'n delikate stootkragbeheer vereis wat ook uitgevind sou moes word.
"Hoe om daarheen te vlieg, hoe lank dit sal neem, hoe om u kommunikasie aan te dui: dit is alles uitdagend," het dr. Turyshev gesê.
'N Ruimteteleskoop wat verre eksoplanete kan beeld, moet buite ons sonnestelsel geplaas word, 'n afstand verder as wat NASA se Voyager 1 in 40 jaar gereis het. Beeldkrediet: NASA.
Die lys met moontlike teleskopiese probleme is lank.
Die minimum afstand vir 'n sonlens-teleskoop is 547 sterrekundige eenhede (AU). En in werklikheid sal die korrekte posisionering waarskynlik vereis dat die teleskoop selfs verder geplaas word & # 8212 miskien tot 2000 AU of meer.
Die Kuiper-gordel, wat Pluto insluit, strek tot ongeveer 55 AU. Die Oort-wolk, die gebied van sluimerende komete wat die verste voorwerpe is wat swaartekrag aan die son gebind is, vorm 'n dop wat strek van 5 000 tot 100 000 AE. Die naaste ster, Proxima Centauri, sou 'n reis van 271 000 AU benodig.
"Om net na die sonlensposisie buite die Kuiper-gordel te kom, sal dit waarskynlik dekades neem met die hedendaagse tegnologie," het NASA-wetenskaplike, dr. Geoffrey Landis, gesê, wat 'n kritiek op die konsep van die son-gravitasie-lens het geskryf.
'Dink aan NASA se New Horizons-ruimtetuig. Dit was die vinnigste sonde wat die lug die eerste keer in die ruimte gestuur is. Dit het nie baie vinnig by Pluto uitgekom nie, dit is 'n baie lang pad. Die swaartekraglens van die son [posisie] is meer as tien keer so ver as Pluto, ”het hy gesê.
Die reistyd kan aansienlik verkort word met eksotiese nuwe aandrywingstelsels, soos ioonstuwers, sonseile of selfs lasergedrukte seile.
"Om die son-swaartekraglens binne 25 jaar te bereik & # 8212 in plaas van die tydsraamwerk van 50 jaar wat deur die huidige tegnologie voorgestel word, kan 'n nuwe vorm van kernaandrywing selfs nodig wees," het dr. Arora gesê.
'Ons wil dalk 'n mengsel van twee voortstuwingstegnologieë gebruik, te begin met 'n kern splitsingsreaktor of dalk sonkrag-aandrywing.'
'Dit kan gekombineer word met 'n' Oberth'-hulp van die Sun & # 8212 wat naby ons ster vlieg, diep in sy gravitasieveld duik, dan 'n perihelion-maneuver om die ruimtetuig se spoed aansienlik te verhoog en na die buitewyke van die Solar te gooi. Stelsel. ”
Sodra dit op sy plek is, sal die sonkragteleskoop nie gekonfronteer word met 'n beeld van 'n hele eksoplanet nie.
In plaas daarvan sou die planeet se lig in 'n ring om die son gesmeer word, 'n effek wat ontstaan as die son se swaartekrag lig buig van 'n voorwerp, in hierdie geval, die verre eksoplanet & # 8212 wat agter die son is, maar ook in lyn is met die son en die teleskoop. Hierdie smeer-effek staan bekend as 'n Einstein-ring.
Binne die Einstein-ring kon stroke van die planeet se lig, ten minste in beginsel, deur die teleskoop vasgevang word.
En na die groot investering in die ontwerp, bou en bekendstelling van so 'n teleskoop, en miskien dekades se transittyd na die regte plek in die donker, bevrore dele van die Sonnestelsel, blyk dit dat die teleskoop se reikwydte uiters beperk sou wees. Dit kon net 'n enkele teiken waarneem.
Die probleem is dat die teleskoop ongeveer 10 AE moet beweeg om na 'n ander eksoplanet te draai, selfs een wat van die eerste teiken met 'n enkele graad geskei word.
Om so 'n ingewikkelde maar beperkte teleskoop te regverdig, moet 'n waardevolle teiken vooraf geïdentifiseer word: 'n Aardagtige eksoplaneet waar tekens van lewe al deur ander instrumente opgespoor is.
"Dit is baie vervullend en opwindend om betrokke te wees by iets wat die mensdom se toekoms kan vorm en die lewe soos ons dit ken, kan verander," het dr. Arora gesê.
Slava G. Turyshev. 2017. Golfteoretiese beskrywing van die son gravitasie lens. Fis. Ds 95 (8) doi: 10.1103 / PhysRevD.95.084041
Slava G. Turyshev & amp Viktor T. Toth. 2017. Diffraksie van elektromagnetiese golwe in die swaartekragveld van die son. Fis. Ds 96 (2) doi: 10.1103 / PhysRevD.96.024008
Geoffrey A. Landis. 2016. Mission to the Gravitational Focus of the Sun: A Critical Analysis. arXiv: 1604.06351
Hierdie artikel is gebaseer op teks wat deur die National Aeronautics and Space Administration verskaf is.
Onderwerp: Swaartekrag Mikrolensing
Hallo. Ek is nou 'n 'gelowige' in G. Microlensing.
In plaas daarvan dat 'n 'planeet' die lig van 'n ster blokkeer terwyl dit die voorwerp deurgaan .. kan die G.-veld van 'n planeet liggolwe lens of herlei
dit sal u teleskoop op aarde eenvoudig mis en veroorsaak dat 'n ster 'helderder word' as u van die aarde af kyk.
Vraag: Die son het 'n G.-fokuspunt wat ver van die aarde af is. Honderde au. weg. Kan iemand my vertel hoe ver die G.-fokuspunt van
Jupiter in ons sonnestelsel sou wees? En hoe kragtig sou 'n teleskoop wees wat daar geplaas word?
Dankie vir alle antwoorde
Totsiens
Gorn
Hallo. Ek is nou 'n 'gelowige' in G. Microlensing.
In plaas daarvan dat 'n 'planeet' die lig van 'n ster blokkeer terwyl dit die voorwerp deurgaan .. kan die G.-veld van 'n planeet liggolwe lens of herlei
dit sal u teleskoop op aarde eenvoudig mis en veroorsaak dat 'n ster 'helderder word' as u van die aarde af kyk.
Vraag: Die son het 'n G.-fokuspunt wat ver van die aarde af is. Honderde au. weg. Kan iemand my vertel hoe ver die G.-fokuspunt van
Jupiter in ons sonnestelsel sou wees? En hoe kragtig sou 'n teleskoop wees wat daar geplaas word?
Dankie vir alle antwoorde
Totsiens
Gorn
Daar is meer in die wetenskap van gravitasie-lens as om net daarin te glo. Ons moet die kwantitatiewe straling opspoor en die resultate analiseer.
Gestel ons kyk hoe Jupiter die son van ver af deurreis. Die kol op die son wat meetkundig geblokkeer is, daal ongeveer 36 boogsekondes soos gesien vanaf Jupiter. Die gekoppelde inligting oor mikrolensering toon dat 'n straalweiding van Jupiter ongeveer 1/60 boogsekonde afbuig. Dus sal slegs 'n flenter aan die rand van die okkulte plek enige lig in ons siglyn laat aflei. Dit beteken dat die hoeveelheid verdonkering van die son verdwyn. Dit sal die son beslis nie verhelder soos dit 'n agtergrondster sal verlig tot ver buite die planeet se swaartepunt nie.
Wetenskaplikes trotseer Einstein se voorspelling en gebruik relatiwiteit om die massa van 'n ster te meet
Sterrekundige Terry Oswalt gebruik rekwisiete om aan te toon hoe 'n ster se swaartekrag lig aflei. Wetenskaplikes kan dan die buiging van die lig gebruik om die gewig van die ster te bereken. (Embry-Riddle Aeronautical University / Robert H. Score)
Sterrekundiges wat die lug met die Hubble-ruimteteleskoop van NASA skandeer, het 'n prestasie getrek wat selfs Albert Einstein alles onmoontlik verklaar het: hulle het die subtiele buiging van die een ster se lig deur die swaartekrag van 'n ander ster gesien en die verdraaiing gebruik om die massa van 'n ster te meet.
Die bevindinge, wat Woensdag op 'n vergadering van die American Astronomical Society bekendgestel is en in die tydskrif Science gepubliseer is, bevestig 'n belangrike beginsel van Einstein se algemene relatiwiteitsteorie en stel 'n nuwe instrument bekend om 'n fundamentele eienskap van sterre te ondersoek.
Die algemene relatiwiteitsteorie, wat in 1915 aangebied is, beskryf hoe swaartekrag die pad van die lig kan verwring en die trajek daarvan kan verander. In 1919 is die teorie korrek bewys toe 'n ekspedisie onder leiding van Sir Arthur Eddington tydens 'n sonsverduistering ontdek het dat sterre naby die rand van die geblokkeerde sonskyf nie was waar hulle moes wees nie. Hul oënskynlike posisie het beweeg omdat die son se swaartekrag die pad van hul sterlig verdraai het, net soos Einstein voorspel het.
Sedertdien gebruik sterrekundiges hierdie insig as 'n kragtige instrument om verskynsels van ver af waar te neem. Dit is omdat 'n massiewe voorwerp op die voorgrond die lig van 'n agtergrondligbron kan buig en vergroot soos 'n lens dit doen wanneer dit net reg opgestel is. Hierdie verskynsel, bekend as swaartekraglens, het astronome in staat gestel om sterrestelsels in die verte waar te neem wat andersins te flou sou wees om te bestudeer.
Maar lensgeleenthede wat deur sterrestelsels en ander groot strukture moontlik gemaak is, was op sy beste onduidelik, het Terry D. Oswalt, 'n sterrekundige op die Daytona Beach-kampus van die Embry-Riddle Aeronautical University, gesê wat nie by die studie betrokke was nie.
"Dit is slegte lense, want dit is nie puntbronne nie," het Oswalt gesê. 'Hulle is groot en fyn. Hulle het spiraalarms en kerne en soms metgeselle sterrestelsels, en soms is daar trosse sterrestelsels. '
Maar sterre is puntbronne, nie groot en klonterig soos sterrestelsels nie. As u 'n lensgeleentheid tussen twee sterre kan sien, kan dit 'n baie meer gefokusde effek hê. U kan selfs 'n Einstein-ring vaslê - 'n verskynsel waarin 'n lensvoorwerp 'n agtergrondligbron verduister, sodat die agtergrondvoorwerp as 'n ligsirkel weergegee word. (Dit is gedokumenteer vir sterrestelsels, maar nie vir individuele sterre nie.)
Vir hierdie artikel het hoofskrywer Kailash Sahu van die Space Telescope Science Institute in Baltimore en sy kollegas probeer om 'n lensgeleentheid tussen twee sterre te vind. Dit was 'n baie moeiliker ding, deels omdat die effek vir enkele sterre so klein is in vergelyking met die grootte van sterrestelsels. Om sake te vererger, is sterrekundiges baie minder geneig om twee sterre te oorvleuel as om twee sterrestelsels te vind wat dit doen.
Sahu se span het na sterre gesoek wat voor agtergrondsterre sou kruis in die hoop om 'n sterre Einstein-ring te vang. Met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop het hulle 'n wit dwergster genaamd Stein 2051 B, wat volgens hulle voor 'n sterre sterre sou verbygaan, nulgemaak.
Alhoewel hulle geweet het waarheen om te kyk, was dit geen maklike taak nie: die agtergrondster was 400 keer dowwer as Stein 2051 B.
"Dit is soos om die beweging van 'n vuurvlieg langs 'n gloeilamp van 1,5 km verderop te meet," het Sahu gesê.
Einstein het sulke ringe in 1936 in 'n referaat beskryf, maar het gesê dat hulle waarskynlik nooit gesien sal word nie, weens hul seldsaamheid en die fisiese beperkings van wetenskaplike instrumente.
"Daar is natuurlik geen hoop om hierdie verskynsel direk te kan aanskou nie," het hy in daardie artikel geskryf, wat ook in Science verskyn het.
Maar terwyl Sahu en sy kollegas Stein 2051 B waarneem, lyk dit asof die agtergrondster spring, of dit lyk asof hy 'n klein salto doen oor die wit dwerg wat daarvoor verbygaan.
Dit is wat daar gebeur het: Toe Stein 2051 B met die agtergrondster begin belyn het, het die swaartekrag die lig van die agtergrondster verdraai en 'n Einstein-ring geskep. Omdat die belyning van die twee sterre egter nie perfek was in verhouding tot die aarde nie, het daardie Einstein-ring die vorm van 'n ellips aangeneem, met die een kant helderder as die ander kant.
Terwyl Stein 2051 B voor en oor die dowwer ster beweeg, skuif die elliptiese Einstein-ring van posisies, met die helderder kant wat verskyn as 'n punt wat 'n klein boog oor die lug spoor.
Hoewel Hubble nie sterk genoeg is om die ellips op te los nie, het die teleskoop wel gesien dat die agtergrondster van posisie skuif.
"Dit beweeg nie eintlik nie - dit is 'n skynbare beweging wat veroorsaak word deur die buiging van die lig," het Oswalt gesê. Hy het 'n kommentaar geskryf wat die studie vergesel het.
Wat meer is, die feit dat hierdie reeks Einstein-ringe ellipties eerder as 'n perfekte sirkel was, het wetenskaplikes in staat gestel om die massa van Stein 2051 B te bereken - 'n meting wat die astronomiese gemeenskap al jare lank gedreig het.
Stein 2051 B is deel van 'n binêre paar sterre wat mekaar omring, en navorsers het die beweging van die paar gebruik om die massa van die witdwerg te bereken. Volgens hierdie metode was die ster blykbaar so swaar dat dit 'n ysterkern sou moes hê, wat nie sin maak vir 'n wit dwerg nie. Dit sou ook beteken dat hierdie ster oud was, omtrent so oud soos die heelal self, waarvan wetenskaplikes redelik seker was dat dit nie reg kon wees nie.
Maar danksy hierdie gravitasie-lensgeleentheid kon wetenskaplikes die massa van Stein 2051 B direk bepaal. Hulle het gevind dat die wit dwerg ongeveer twee derdes van die massa van ons son is - baie meer in lyn met ons begrip van die evolusie van die wit dwerg.
"Dit is soos om die ster op 'n skaal te plaas en net te sien hoe die skaal verander," het Sahu oor die lensmetode gesê. 'Die afbuiging [van die lig] is die beweging van die skaal, en dit vertel u die massa. Dit is dus 'n baie direkte manier om die massa daarvan te bepaal. '
Wit dwerge is die oorblyfsels van dooie sterre, waarvan 97% van die sterre in ons sterrestelsel een is. Verrassend genoeg is daar min bekend oor hul massas - slegs 'n handjievol is gemeet, gewoonlik indirek deur binêre sterpare te gebruik. Hierdie lensmetode kan dit verander.
"Dit is die debuut van 'n nuwe instrument," het Oswalt gesê.
Om die massa sterre te verstaan, is die sleutel om hul oorsprong en ontwikkeling te verstaan, het Sahu bygevoeg: massa bepaal hoe groot 'n ster is, hoe helder hy is, hoe lank hy leef - en wat daarmee gebeur as hy sterf.
Volg @aminawrite op Twitter vir meer wetenskaplike nuus en 'like' Los Angeles Times Science & amp Health op Facebook.
Perfekte skaal
Die "gravitasielens" werk soos 'n weegskaal, met die ligte afbuiging van die agtergrondster analoog aan die beweging van die naald op die weegskaal. Dit is omdat swaartekrag van massa afhang - hoe groter die massa, hoe groter is die effek van gravitasie-lens. Consequently, after spending a further year and a half on careful analysis of the acquired data, we were able to directly obtain the mass of Stein 2051 B from the measured deflection of the background star. Stein 2051 B turned out to be 68% the mass of the sun.
While Eddington measured an already incredibly small angle of 1.7 arcseconds – roughly corresponding to the diameter of a human hair seen from 10 metres distance – the measured shift of the background star aligned with Stein 2051 B was 1,000 times smaller, up to 0.002 arcseconds. This reflects the fact that the space curvature is quite small.
In fact, the bending of light in curved space is quite similar to a ball rolling along the surface of Earth. While the Earth’s surface looks flat to us at first sight as we stand on it, the rolling ball follows its small curvature rather than moving strictly in a straight line. After rolling just about 6cm, its direction will have changed by 0.002 arcseconds.
Despite the huge success of Eddington’s observations of light bending by the sun, Einstein was sceptical about the prospects for observing this for other stars. In 1936, he concluded: “Of course, there is no hope of observing this phenomenon directly.” What he could not have predicted were the technological advances of the decades to come, such as the advent of fast computing engines and digital cameras.
The gravity of a luminous red galaxy has gravitationally distorted the light from a much more distant blue galaxy. NASA/ESA
The bending of light by stars is known as “gravitational microlensing”. Unlike the arc-like shapes of galaxies resulting from gravitational lensing (see image above), this weak phenomenon does not lead to observable image distortions. Crucially, it depends on a close alignment between background and foreground stars, which is quite rare. In principle, a foreground star creates two images of the background star, differing in luminosity. Their combined light can then lead to an apparent brightening of the background star as the intervening foreground star passes near the line of sight.
This effect, known as “photometric microlensing”, has been observed lots of times before. However, the measured positional shift of the star passing by Stein 2051 B marks the first ever observation of “astrometric microlensing”.
This latter effect holds the potential to shed new light on how stars evolve by surveying stellar remnants (white dwarfs, neutron stars and black holes) in our neighbourhood – along with brown dwarfs (“failed” stars not massive enough to sustain the nuclear fusion of hydrogen). These otherwise escape detection due to being faint or invisible, but gravitational lensing relies solely on their mass rather than their light.
By the end of its mission in 2019, ESA’s Gaia satellite will have found astrometric microlensing signatures that will provide reliable mass measurements for more than a thousand bodies, turning astrometric microlensing from a most curious effect into a useful astrophysical tool.
Consider this …
Public Domain Often called a “pioneer of the distant stars,” astronomer Edwin Hubble (1889–1953) played a pivotal role in deciphering the vast and complex nature of the universe. His meticulous studies of spiral nebulae proved the existence of galaxies other than our own Milky Way. Had he not died suddenly in 1953, Hubble would have won that year’s Nobel Prize in Physics.
