Sterrekunde

Is Fermat se beginsel van toepassing binne 'n gegewe beeld van 'n meervoudige-beeldende gravitasielens?

Is Fermat se beginsel van toepassing binne 'n gegewe beeld van 'n meervoudige-beeldende gravitasielens?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Die vraag Verskaf gravitasie-lense inligting oor tydevolusie? is uitstekend!

As ons verskeie beelde van dieselfde voorwerp sien weens die verskynsel van gravitasielensing, toon al die beelde dan die lensvoorwerp op dieselfde tydstip?

Neem dit dieselfde tyd voordat lig van die lensvoorwerp ons bereik, maak nie saak na watter beeld ons kyk nie, of kyk ons ​​na die lensvoorwerp op verskillende tydstipe en indien wel, hoe groot kan die verskil in tyd gewoonlik wees?

Die antwoord is oor die algemeen nee, verskillende "beelde" word geassosieer met wesenlik verskillende tydvertragings.

Maar die lens- en spieëlgebaseerde optiese stelsels wat ons gebruik het om daardie verskynsel te sien, voldoen Fermat se beginsel streng, waar elke straal wat die diafragma van die teleskoop binnedring en die gegewe punt op 'n detektor bereik, dieselfde tyd deur die teleskoop neem.

Gravitasielense is natuurlik nie vervaardigde beeldstelsels nie, maar waar u ook al sien dat 'n beeld in die natuur geproduseer word, sal die ding wat die beeld lewer, die beginsel van Fermat gehoorsaam.

Vraag: So ten minste binne een gegewe beeld is die beginsel van Fermat ten minste ongeveer van toepassing op 'n gravitasielens met veelvoudige beeldvorming?


Is Fermat se beginsel van toepassing binne 'n gegewe beeld van 'n meervoudige-beeldende gravitasielens? - Sterrekunde

As gevolg van brekingsindeksvariasies in die luglae net bokant die grond, kan atmosferiese lens ons siening van verre aardvoorwerpe aansienlik vervorm. Op soortgelyke wyse steur gravitasie-lens ons siening van die verre heelal en beïnvloed dit ons fisiese begrip van verskillende klasse ekstragalaktiese voorwerpe. Nadat ons die basiese beginsels van die vorming van atmosferiese en swaartekrag-lensluisweë in ag geneem het, beskryf ons 'n eenvoudige optiese lenseksperiment wat rekening hou met alle soorte beeldkonfigurasies wat waargeneem word onder die huidige swaartekraglensstelsels. Direkte beelde van die meeste van hierdie stelsels sowel as verdere inligting oor gravitasie-lensing (bibliografie, die huidige didaktiese eksperimente, ens.) Kan gevind word op die Gravitational Lensing World Wide Web-bladsy op die URL-adres:

1. Atmosferiese lens

Figuur 1 (links) gee 'n skematiese voorstelling van die ligstraalpaaie vanaf 'n verre motor (die lug naby die grond is warmer as op die boonste vlakke). Omdat lugbreking altyd lei tot 'n buiging van ligstrale in die rigting van gebiede met kouer (dws digter) lug, kan verskeie laer en ietwat vervormde beelde van 'n verre bron ontstaan ​​(vgl. Die motorligte in hierdie eerste voorbeeld). Figuur 1 (regs) verteenwoordig die veelvuldige beelde van die ligte uit 'n verre motor, soos gefotografeer met 'n 200 mm-fokuspuntkamera, langs die Amerikaanse straat 60 tussen die stede Magdalena en Datil naby die Very Large Array (New Mexico, VSA) in die nag van 11 Januarie 1989. Die afstand tussen die motor en die waarnemers is na raming ongeveer 10 myl.

Figuur 1: Voortplanting van ligstrale bo 'n verhitte grond tussen 'n verre motor en 'n waarnemer (links) en die vorming van veelvuldige beelde as gevolg van atmosferiese lens (regs)

Sulke aardse lugspieëling, gewoonlik gemaak van twee enkele beelde (vgl. Figuur 2), kan eintlik amper elke dag gesien word. Behalwe dat ons siening (vervorming, vermenigvuldiging, ensovoorts) van verafgeloste Aarde-bronne aansienlik beïnvloed word (vgl. Die opgeloste beelde in Figuur 1 (regs) en 2 (regs)), is atmosferiese lenswerk ook dikwels verantwoordelik vir die lig versterking van onopgeloste voorwerpe in die verte langs reguit en lang paaie of regoor plat platteland. Dit was byvoorbeeld die geval as ons direk met ons blote oë kyk na die atmosferiese lugspieëling wat in Figuur 1. geïllustreer word. Die motorliggies blyk toe net uit 'n baie helder plek te bestaan. abnormaal helder vir 'n motor wat ongeveer 10 kilometer van die waarnemers geleë is. Figuur 2 (regs) illustreer die vorming van een onderste, omgekeerde en ietwat vervormde beeld van 'n verre motor wat langs die Noord-Panamericana-snelweg tussen die dorpe Pichidangui en La Serena in Chili (2 Desember 1987) gefotografeer is.

Figuur 2: Voortplanting van ligstrale bo 'n verhitte grond (links) en vorming van twee (direkte en omgekeerde) beelde van die verre motor as gevolg van atmosferiese lens (regs)

Figuur 3 en 4 illustreer twee ander voorbeelde van atmosferiese lens. Dit kom ooreen met twee verskillende sienings van die noord-suid-arm van die Very Large Array (VLA) by die National Radio Astronomical Observatory (Socorro, New Mexico, VSA). Op daardie vroeë oggend van 17 Januarie 1989 was die lug wat deur die opkomende son opgewarm het, warmer as die grond, wat gelei het tot die vorming van lugspieëling van die boonste tipe (vgl. Die baie duidelike boonste beeld vir die antenna regs in Figuur 4).

Figuur 3: Vervormde beelde van antennas langs die noord-suid-arm van die Very Large Array (NRAO, New Mexico) vroegoggend op 17 Januarie 1989

Gegewe 'n verdeling n (z) vir die lugbrekingsindeks as 'n funksie van die vertikale hoogte z, is dit maklik om die gevolglike lugspieëling van 'n verre bron, soos gesien deur 'n waarnemer, numeries te konstrueer. Hierdie oefening kan 'n laboratorium in fisika wees vir hoërskoolleerlinge wat basiese kennis in programmering het (vgl. BASIC of FORTRAN). Vir die studente wat belangstel in die numeriese simulasie van sulke atmosferiese lugspieëling, gee ons hierna 'n meer deeglike fisiese beskrywing van die buiging van ligstrale as gevolg van atmosferiese lens (Oefening 1).

Figuur 4: verdraaide en meervoudige beelde van sommige van die antennas van die Very Large Array (NRAO, New Mexico) op 17 Januarie 1989. Let op die boonste, mooi losstaande beeld vir die antenne regs

1.1 Oefening 1: Fisiese beskrywing van atmosferiese lens

Om die ligverspreiding oor 'n vlak parallelle atmosfeer in meer besonderhede te verstaan, word die brekingsindeks beïnvloed deur 'n vertikale gradiënt dn / dz, kan ons die Fermat-beginsel toepas waarvolgens die baan (s) gevolg deur lig tussen twee gegewe punte is dat (of diegene wat ooreenstem (m) met 'n extremum in die voortplantingstyd, dws

waar ds = 'n infinitesimale element voorstel langs die ligbaan en v = c / n, die snelheid van die lig in die medium met 'n brekingsindeks n (z) (sien Fig. 5). Dit is maklik om aan die hand van die Euler-Lagrange-vergelyking aan te toon dat die variasievergelyking (1.1) eenvoudig verminder tot Descartes se wet

waar K 'n konstante is en i (z) die hoek voorstel tussen die raaklyn aan die ligstraal en die horisontale rigting. Dit is dan eenvoudig om die uitdrukking af te lei vir die klein hoekinkrement van die straal tussen twee naburige punte waarvan die abscisse x en x + dx is. Vir 'n klein, maar eindige waarde van dx en klein hellingshoek i, vind ons met 'n goeie benadering dat

Hierdie verband is baie handig om die trajek van ligstrale oor 'n atmosfeer numeries te konstrueer wat gekenmerk word deur 'n brekingsindeksverdeling n (z). Sodoende kom daar agter dat daar onder spesiale omstandighede (vgl. Spesifieke brekingsindeksverdelings n (z), bronafstand, ens.) Verskeie geodesika tussen die bron en die waarnemer kan bestaan, wat die moontlike vorming van veelvuldige beelde tot gevolg het. Dit is ook interessant om op te let dat vanweë die verskil in geometriese lengtes en ligsnelhede (c / n (z)) langs twee geodesika, daar gewoonlik 'n vertraging sal wees tussen die aankomstye van 'n sein vanaf die bron (vgl. A hipotetiese ligflits) soos gesien deur 'n verre waarnemer. Hierdie tydsvertraging hang natuurlik af van die brekingsindeksverdeling n (z) en ook van die absolute afstand tussen die bron en die waarnemer.

Laat ons ten slotte opmerk dat omdat die atmosfeerlensing die helderheid van die oppervlak behou, net soos in die geval van swaartekraglensing, die versterking van 'n mirage-helderheid eenvoudig gegee word deur die verhouding tussen die soliede hoek van die waargenome (lens) beeld en die van die ( onlens) bron. Behalwe dat ons siening (beelddeformasie, vermenigvuldiging, ensovoorts) van opgeloste Aarde-bronne in 'n groot mate beïnvloed word, is atmosferiese lensing ook dikwels verantwoordelik vir die ligversterking van verafgeleë voorwerpe wat langs reguit en lang paaie of oor plat platteland geleë is.

Figuur 5: Vorming van atmosferiese lugspiegels oor 'n atmosfeer wat gekenmerk word deur 'n brekingsindeksverdeling n (z), soos aangedui langs die linker horisontale as

Soos ons in die res sal sien, bestaan ​​daar 'n hele paar ander ooreenkomste tussen atmosferiese en gravitasie-lens.

2. Gravitasielensing

Tydens die uitwerking van sy teorie oor Algemene Relatiwiteit het Einstein (1915) voorspel dat 'n massiewe voorwerp die ruimtetyd in sy omgewing krom en dat enige deeltjie, al dan nie massief (vgl. Die fotone), langs die geodesika van hierdie geboë ruimte sal beweeg. Hy het getoon dat 'n ligstraal wat op 'n afstand van 'n voorwerp beweeg wat gekenmerk word deur 'n aksiaal-simmetriese massaverdeling M () (sien Figuur 1) 'n totale afbuigingshoek ondergaan, uitgedruk in radiaal deur middel van die verhouding

waar G staan ​​vir die gravitasiekonstante en c vir die snelheid van die lig. Om 'n gegewe massaverspreiding aan te neem (bv. 'N konstante massa om 'n puntagtige voorwerp, die skyf van 'n spiraalstelsel, ens.) Te karakteriseer, is dit dan onbenullig om 'n optiese lens te konstrueer wat ligstrale dienooreenkomstig afbuig, wat ons in staat stel om Bestudeer die lens-eienskappe van swart gate, sterre, kwasars, sterrestelsels, ensovoorts soos dit in die heelal bestaan, in die laboratorium. Ons bespreek dit in die volgende afdeling in meer besonderhede.

Voordat ons die optiese gravitasielenseksperiment bespreek, wil ons stel dat 'n voldoende voorwaarde vir 'n gravitasielens om beelde van 'n agtergrondbron te produseer, bloot is dat die oppervlakmassadigtheid die kritieke digtheid oorskry, wat slegs afhang van die relatiewe afstande, tussen die waarnemer (O), die deflektor (D) en die bron (S) (vgl. Vergelyking (2.4) - (2.6)). Dit is ook baie maklik om aan te toon dat in die geval van 'n perfekte belyning tussen 'n bron, 'n aksiaal-simmetriese deflektor en 'n waarnemer, laasgenoemde die agtergrondbron sal sien as 'n ring van die lig (die sogenaamde Einstein-ring) met hoekstraal is eweredig aan die vierkantswortel van die massa van die deflektor (vgl. Vergelyking (2.7)). Vir die studente wat baie nuuskierig is, stel ons hierna die afleiding van die hoeveelhede voor en (Oefening 2).

2.1 Oefening 2: Voorwaarde vir meervoudige beelding en hoekstraal van die Einstein-ring

In die geval van perfekte belyning tussen 'n bron (S), 'n aksiaal-simmetriese deflektor (D) en 'n waarnemer (O) (sien Fig. 1), sien ons maklik dat, met die uitsondering van die direkte straal wat voortplant vanaf die bron na die waarnemer, is die voorwaarde vir enige ander ligstraal om die waarnemer te bereik

soos verkry uit die direkte toepassing van die sinusreël in die driehoek SXO en met die veronderstelling dat die hoeke baie klein bly. Dit sal natuurlik ook waar wees as die regte afbuigingshoek daar altyd moontlik sal wees om 'n ligstraal met 'n groter impakparameter te vind, sodat Vgl. (2.2) is vervul. Druk die hoek uit tussen die direkte straal en die inkomende afbuigstraal as

en gebruik te maak van vergelykings. (2.1) en (2.2), kan ons bogenoemde voorwaarde dus soos volg herskryf

dws die gemiddelde oppervlakmassadigtheid van die lens

geëvalueer binne die impakparameter, moet eenvoudig die kritieke oppervlakmassadigtheid, gedefinieer deur, oorskry

Let daarop dat laasgenoemde in wese bepaal word deur die afstande tussen die bron, die afleier en die waarnemer.

Figuur 1: Op die voorwaarde dat 'n waarnemer O 'n ligstraal van 'n verre bron S kan sien, afgewyk deur 'n deflektor D sodat meer as een beeld gesien kan word. Let daarop dat O, D en S perfek ooreenstem en dat aksiale simmetrie aanvaar word. Geen skaal word in hierdie diagram gerespekteer nie

Alhoewel bogenoemde redenasies in wese van toepassing is op 'n statiese Euklidiese ruimte, het Refsdal (1966) getoon dat dit ook geldig bly vir Friedmann, Lema & # 238tre, Robertson, Walker (FLRW) -uitbreidende heelal-modelle, mits dit hoekgrootte-afstande voorstel. As ons tipiese kosmologiese afstande aanneem vir die deflektor (rooi skuif) en die bron (), vind ons dit.

Vervanging van M () en in Vgl. (2.5) met 'n tipiese massa M en 'n radius R vir die deflektor, het ons in Tabel 1 die waardes vir die verhouding gelys met inagneming van 'n ster, 'n sterrestelsel en 'n groep sterrestelsels wat op verskillende afstande geleë is.

 
Tabel 1: verhouding van die gemiddelde en kritieke massamassa-digthede, hoek () en liniêre () radiusse van die Einstein-ring vir verskillende waardes van die massa M, afstand en radius R van die deflektor, met die veronderstelling dat (

Ons sien dat slegs sterre en baie kompakte, massiewe sterrestelsels en sterrestelsels, waarvoor, veelbelowende deflektors is.

In die geval van aksiale simmetrie is dit duidelik dat 'n waarnemer op die simmetrie-as 'n ring (die sogenaamde 'Einstein-ring', vgl. Fig. 10) van die lig van 'n verre bron. Kombinasie van vgl. (2.1) - (2.3), kan die hoekstraal van hierdie ring gemaklik uitgedruk word as

Ons het ook in tabel 1 tipiese waardes vir verskillende soorte afbuigers op verskillende afstande gelys.

Soos ons sal sien in die optiese gravitasie-lenseksperiment, is die waarde hierbo afgelei baie belangrik, want dit kan gewoonlik gebruik word om die hoekskeiding tussen meervoudige lensbeelde te skat in meer algemene gevalle waar die toestand van 'n perfekte belyning tussen die bron, die deflektor en waarnemer word nie vervul nie, of selfs vir lensverdelings wat aansienlik van die aksiale simmetrie afwyk nie. Die wete dat die hoekgrootte-afstande omgekeerd eweredig is met die Hubble-konstante, kan waargenome beeldskeidings dus lei tot die waarde van, of tot die waarde van M maal die Hubble-konstante, as die rooi verskuiwings bekend is. Dit is die eenvoudigste en mees direkte astrofisiese toepassing van gravitasie-lens. In Tabel 1 sien ons dat die hoek vir 'n bron en 'n lens op kosmologiese afstande en) kan wissel van mikroboogsek (stellêre afbuiging) tot boogsek (sterrestelsel lens), en tot 'n paar tiene boogsek in die geval van 'n groep lense. Laat ons ook ten slotte daarop let dat die voorwaarde (2.4) dat 'n deflektor meerdere beelde van 'n lensbron kan produseer, gewoonlik van toepassing blyk te wees, selfs as daar geen aksiale simmetrie is nie.

3. Die optiese swaartekraglens-eksperiment

Vir didaktiese doeleindes is dit baie handig om optiese lense te konstrueer en te gebruik wat die afbuiging van ligstrale naboots soos afgelei in Vgl. (2.1) vir die geval van aksiaal-simmetriese swaartekraglense. Sulke optiese lense moet natuurlik rotasiesimmetries wees, plat aan die een kant (vir eenvoud) en aan die ander kant 'n oppervlak hê wat so bepaal word dat strale wat gekenmerk word deur 'n impakparameter deur die hoek afgebuig word (sien Vgl. ( 2.1) en Fig. 1). Optiese lense wat die ligafbuigingseienskappe simuleer as gevolg van 'n puntmassa (vgl. 'N swart gat), 'n enkelvoudige isotermiese sfeer en 'n spiraalvormige sterrestelsel is deur die outeurs vervaardig (sien Fig. 2 en 3). 'N Gedetailleerde beskrywing van hul vorms word in oefening 3 voorgestel.

Figuur 1: Buiging van 'n ligstraal wat deur 'n aksiaal-simmetriese optiese lens gaan

3.1. Oefening 3: Vorme van aksiaal-simmetriese optiese lense

As ons Descartes se wet toepas (vgl. Vgl. (1.2)) op die straal wat in Fig. 1 uitgebeeld word, en met die veronderstelling dat die hoeke (r en i) tussen die normale en die optiese oppervlak en die invallende en gebreekte strale baie klein is, kan ons skryf die verhouding

waar n hier die brekingsindeks van die lens met betrekking tot die lug voorstel. Verder, aangesien ons

en dat die raaklyn aan die optiese oppervlak by die punt () bloot gegee word deur (sien Fig. 1)

dit is maklik om die vorm van 'n lens aan die hand van die volgende differensiaalvergelyking af te lei

3.1.1. Die optiese puntmassalens

Per definisie is die massa M van 'n puntlensmodel in so 'n punt gekonsentreer dat ons dit het. Dit is dan eenvoudig om Vgl. Op te los. (3.4) en lei die dikte van die ooreenstemmende optiese lens af as 'n funksie van die impakparameter. Ons vind dit

waar die Schwarzschild-radius van die kompakte lens voorstel. In die praktyk word die punt gekies om 'n gegewe dikte (bv.) Vir die optiese lens in 'n geselekteerde straal (bv.) Op te gee. Die gevolglike vorm van so 'n optiese 'puntmassa'-lens word in Figuur 2a geïllustreer. Dit lyk baie soos die voet van 'n paar glase wyn wat dus in die verlede algemeen deur sommige sterrekundiges gebruik is om lenseffekte na te boots. 'N Realistiese' puntmassa'-lens, gemaak van plexiglasagtige materiaal (brekingsindeks n = 1,49 en 'n deursnee van 30 cm, is deur die outeurs vervaardig vir die spesifieke waarde Rsc= 0,3 cm, wat ooreenstem met die Schwarzschild-radius van een derde van die aardmassa (sien Fig. 3 links).

Figuur 2: Verskeie voorbeelde van aksiaal-simmetriese optiese lense wat die ligafbuigingseienskappe simuleer as gevolg van 'n puntmassa (a), 'n SIS-sterrestelsel (b) en 'n spiraalstelsel (c)

Figuur 3: voorbeelde van 'n 'puntmassa' (links) en 'n 'spiraalstelsel' (regs) optiese lens wat deur die outeurs vervaardig word. Ons het hierdie spesifieke lense, gemaak van plexiglasagtige materiaal (n = 1,49, 30 cm in deursnee), gebruik om die vorming van veelvuldige beelde van 'n verre bron te simuleer. Die optiese gravitasielenseksperiment word in afdeling 4 beskryf

Vir die geval van 'n enkelvoudige isotermiese sfeer (hierna SIS) lensmodel, is dit welbekend dat die massa van so 'n sterrestelsel lineêr toeneem met die impakparameter, d.w.s. Ons kan dus Vgl. Herskryf. (3.4) in die vorm

waar K 'n positiewe konstante voorstel. Integrasie van bogenoemde vergelyking lei tot die oplossing

Die vorm van die resulterende SIS-lens is dus slegs 'n aksiaal-simmetriese kegel soos geïllustreer in Fig. 8b.

3.1.3. Die optiese lens vir 'spiraalstelsel'

Gegewe die eksponensiële oppervlakmassa-digtheid

wat die massaverspreiding van 'n spiraalagtige sterrestelselskyf met 'n kenmerkende grootte redelik goed beskryf, kan ons die massaverdeling van so 'n deflektor aflei deur middel van die verhouding

Integrasie van hierdie laaste uitdrukking lei onmiddellik tot die resultaat

Voeg hierdie resultaat in Vgl. (3.4) en as ons die integrasie uitvoer, vind ons dit

Die algemene vorm van 'n 'spiraalstelsel' optiese lens word in Figuur 2c geïllustreer. 'N' Spiraalstelsel'-lens van 30 cm in deursnee, vervaardig deur die outeurs, word in Fig. 3 (regs) getoon. Hierdie lens word gekenmerk deur die volgende fisiese parameters: 'n ekwivalente Schwarzschild-straal van een derde van die aardmassa, dit wil sê (sien Vgl. (3.10)), en.

Didaktiese eksperimente, Gravitasie lensing, Li & egravege

4. Opstel van die optiese gravitasie lens eksperiment

Om die vorming van lensbeelde deur 'n gegewe massaverspreiding (puntmassa, ens.) Te simuleer, het ons die optiese opstelling gebruik wat in Fig. 1 getoon word.


Figuur 1: Opstel van die eksperiment vir optiese gravitasielense

'N Kompakte ligbron is aan die linkerkant (nie duidelik gesien nie) en dan kom die puntmassa optiese lens (vgl. Fig. 3, in afdeling 3, links) wat die ligstrale amper afbuig as 'n swart gat met een derde van die Aarde massa. Agter die lens vind ons 'n wit skerm met 'n gaatjie in die middel (pinhole lens). Verder agter is daar 'n groot skerm waarop die lensvormige beeld (e) van die bron (die Einstein-ring, in hierdie geval) geprojekteer word, want dit sou gesien word as ons oog in die posisie van die pingat was. In die voorbeeld wat hier geïllustreer word, is die pinhole baie presies op die optiese as van die gravitasielens gestel sodat die bron, die lens en die pinhole (waarnemer) perfek in lyn is. Sommige rook in hierdie eksperiment onthul die bestaan ​​van 'n helder 'pseudofokale' lyn langs die optiese as. Die kruising van hierdie lyn met die pinhole-skerm bestaan ​​dus uit 'n helder wit kol (vgl. Figuur 2a). Let daarop dat die helder streke wat op die lens in Fig. 1 gesien word, hoofsaaklik deur verspreide lig veroorsaak word. Laat ons nou 'n tweede soort swaartekraglensspiegeling vervaardig: as ons die pinhole baie effens van die simmetrie-as wegbeweeg (Fig. 2b), breek die Einstein-ring in twee beelde, wat die hoekskeiding vergelykbaar is met die deursnee van die Einstein-ring ( Fig. 2c).

Figuur 2: Optiese gravitasie-lenseksperiment: in hierdie eerste eksperiment wat gebruik word om die swaartekrag-afbuiging van ligstrale deur 'n puntmassa-lensmodel te simuleer, word die pinhole (waarnemer) baie presies op die optiese as van die gravitasielens gestel sodat die bron, die lens en die waarnemer is perfek gerig (links). Die resulterende beeld is 'n Einstein-ring (sien Fig. 1). Aangesien die gaatjie effens van die simmetrie-as af beweeg (middel), breek die Einstein-ring in twee beelde (regs) op.

Die effekte van 'n tipiese nie-simmetriese (enkelvoudige) swaartekraglens kan gesimuleer word deur bloot die optiese lens om sy vertikale as te kantel. In hierdie geval (sien Fig. 3a) het die helder (brandpunt) lyn langs die optiese as wat in die simmetriese opset bestaan ​​het (vgl. Fig. 2a) verander in 'n tweedimensionele bytende oppervlak, waarvan 'n gedeelte as 'n diamantvormige bytende middel (gemaak van vier voue en vier knoppe) in die gaatjievlak. As gevolg hiervan het die Einstein-ring wat in die simmetriese geval waargeneem is, nou in vier lensbeelde verdeel (Fig. 3b). So 'n konfigurasie van vier lensbeelde kom altyd voor wanneer die pinhole (waarnemer) binne die diamant vorm wat deur die bytende middel gevorm word. Laat ons dadelik daarop let dat sulke bytmiddels 'n generiese eienskap van gravitasie-lens uitmaak, en dat die fokuspunt in die simmetriese opset slegs 'n ontaarde geval is. Figuur 3d toon die samesmelting van twee van die vier beelde in een, enkele, helder beeld wanneer die gat in een van die voukaasmiddels nader (Fig. 3c). Net nadat die gat in die vou bytend verby is (sien Fig. 3e), het die twee samesmeltende beelde heeltemal verdwyn (Fig. 3f).

Figuur 3: Die optiese gravitasielenseksperiment vir die geval van 'n asimmetriese, enkelvoudige afleier (sien teks)

'N Besonder interessante geval kom voor wanneer die pinhole (waarnemer) baie naby aan een van die knoppies geleë is (vgl. Fig. 3g). Drie van die vier vorige beelde het dan saamgevoeg in een ligboog, terwyl die vierde as 'n dowwe teenbeeld vertoon (Fig. 3h). Vir groot bronne wat die grootste deel van die diamantvormige bytmiddel bedek (Fig. 3i), word 'n byna volledige Einstein-ring waargeneem (Fig. 3j), alhoewel die bron, lens en waarnemer nie perfek in lyn is nie en die lens steeds gekantel word. In hierdie laaste eksperiment is die toename in die brongrootte gesimuleer deur die pinhole-radius met 'n faktor 4 te vergroot. Om aan te toon dat dit 'n korrekte simulasie is, kan die pinhole en die skerm daaragter as 'n kamera beskou word. Dit is dan duidelik dat 'n toename in die grootte van die pengat lei tot 'n groter en minder goed gefokusde beeld van die kompakte bron, wat inderdaad ooreenstem met 'n toename in die brongrootte. 'N Meer gedetailleerde en noukeurige ontleding bevestig hierdie resultaat.

In Tabel 1 bied ons bekende gravitasielensstelsels aan wat beeldkonfigurasies vertoon wat soortgelyk is aan die generiese simulasies in die eksperiment met gravitasielense. Tabel 1 (klik hier vir die vergroting): Figure a-g stel die lig voor van 'n verre bron wat oor die pingatskerm versprei word deur simmetriese (a-b) of 'n asimmetriese (c-g) optiese lens en vir verskillende posisies van die pinhole (waarnemer). Figure hn illustreer die ooreenstemmende lensbeelde wat op die groot skerm geprojekteer word agter die pinchole-skerm en figure ou bekende voorbeelde van vermenigvuldigingsbronne (0047-28078), 1009-0252, H1413 + 117, PG1115 + 080, HE1104-1805, Abell 370 en MG1131 + 0456). Beelde (p), (r), (s) en (t) is verkry met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop, die ander gebruik grondgebaseerde fasiliteite (ESO en VLA / NRAO). Met dank aan die European Southern Observatory (ESO), die Space Telescope Science Institute (STScI) wat vir NASA bedryf word deur AURA en die Very Large Array (National Radio Astronomy Observatory).

Hierdie eksperiment met optiese gravitasielense kan ook gebruik word om die vorming van veelvuldige reuse-boë en boë te simuleer wat naby massiewe sterrestelsels op die voorgrond gesien word. Om dit te kan doen, kan ons eenvoudig die enkele gatskerm vervang deur 'n karton wat met veelvoudige gaatjies geperforeer is. In die afwesigheid van ligdefleksie (d.w.z. deur eenvoudig die optiese lens te verwyder), sal direkte (nie-vervormde) beelde van die sirkelvormige agtergrondstelsels gesien word deur 'n waarnemer, net soos dié wat op die wit wit skerm geprojekteer word (Fig. 4, links).

Figuur 4: Reuse-ligboë en -boë (middel en regs) as gevolg van die swaartekraglensvervorming van agtergrondstelsels (links) deur 'n voorgrondgroep

Wanneer die optiese lens tussen die ligbron en die meervoudige pinholes-skerm geplaas word, word beelde van die agtergrondstelsels verdraai (boë) en / of omskep in veelvuldige beelde, insluitend reuse-ligboë (sien Fig. 4 voorbeelde in die middelste en regterkant). Terwyl die pinholes met verskillende deursigtige gekleurde filters bedek word, lyk die verdraaide agtergrondstelsels baie soos die waargeneem met die Hubble-ruimteteleskoop rondom die sterrestelsel clus Abell 2218 (sien HST-persverklaring). Meer algemeen gesien, is die beeldkonfigurasies wat in Fig. 3a-j en 2b-c kom almal voor onder die waargenome swaartekraglensstelsels wat op een van ons webbladsye beskikbaar is (klik hier). Dit is natuurlik voor die hand liggend dat as ons optiese lens nie enkelvormig in die middel sou wees nie (vgl. Die 'spiraalstelsel' optiese lens wat in Fig. 3, afdeling 3, regs), sou ons 'n bykomende beeld sien vorm het in die sentrale deel van die lens. Vir die meeste van die bekende lense met 'n ewe aantal waargenome beelde, kan dit wees dat daar 'n swart gat in die middel van die lens is. Die teenwoordigheid van 'n kompakte kern kan ook die "ontbrekende" beeld verklaar, aangesien die baie dowwe beeld wat na verwagting naby of deur die kern gesien sal word, ver onder die opsporingsperke is wat tans haalbaar is.

5. Ander voorbeelde van bytings en meervoudige beelding

5.1 Gravitasie lens en die wynglas eksperiment

Die vorming van veelvuldige beelde van 'n verre kwasar deur die swaartekrag-lenseffekte van 'n voorgrondstelsel kan baie eenvoudig en getrou verklaar word deur die wynglas-eksperiment wat hieronder beskryf word.

Figuur 1: Die wynglas-eksperiment. 'N Helder kompakte ligbron word as 'n verre kwasar gebruik. Die wynglas op die tafel (vgl. Figuur 2) verdraai die ligstrale van die kwasar af en lewer 'n bytende middel met 'n driehoekige vorm (sien die vergroting in Figuur 3). Om die veelvoudige beelde uit die verre kwasar te sien, plaas die glas aan die rand van die tafel en een van u oë rondom die bytende middels (sien teks)

Om hierdie eksperiment suksesvol te kan doen, gebruik as 'n kwasarligbron 'n kers of 'n helder, kompakte ligbron soos getoon in Figuur 1. Hierdie ligbron word op 'n tipiese afstand van 'n paar meter, en ietwat hoër, vanaf 'n tafel geplaas. waarop 'n glas vol wyn geplaas word. Soos 'n gravitasielens, verdraai die wynglas die agtergrondveld. Hierdie ruimtevervorming word baie goed deur die glas in Figuur 2 gesien. Vanweë die wynglas is die ligverspreiding op die tafel nie meer eenvormig nie (sien Figuur 1). Net agter die glas kan hoër ligkonsentrasies op sommige plekke gesien word in die vorm van 'n bytende middel (dit wil sê die kruising van 'n driedimensionele bytmiddel met die vlak van die tafel). Laasgenoemde is in die onderhawige geval ongeveer driehoekig. Die drie sye en kruine van hierdie driehoekige bytmiddels word onderskeidelik voue en knoppe genoem.

Figuur 2: As u deur die wynglas kyk, is die vervorming van die agtergrondveld (millimetriese papier) deur die lens baie opvallend

'N Opblaas van hierdie bytende middels word in Figuur 3 getoon. Die voue is die gevolg van die omhulsel van pare raaklynstrale van die kers. As gevolg hiervan, sal 'n waarnemer sy oog op 'n vou rig, 'n paar samesmeltende beelde uit die verre kwasar sien. Drie samesmeltende beelde sal op die plek van 'n punt gesien word. Om u aandag op verskillende plekke met betrekking tot die bytende middels te kan vestig, word dit aanbeveel om die glas aan die rand van die tafel te plaas. U kan ook sien dat die totale aantal beelde met twee styg wanneer u oog 'n vou van buite na die bytende middel kruis. Figuur 4 toon 'n foto wat gemaak is met 'n kamera wat in die middel van die bytende middel opgestel is. Tot 9 verskillende beelde van die kompakte ligbron is sigbaar. Teken as oefening die verskillende diagramme wat die veelvuldige beeldkonfigurasies van die agtergrondligbron vir verskillende posisies van u oog ten opsigte van die bytings (voue en knoppies) toon en vergelyk dit met die veelvoudige beeldkonfigurasies waargeneem vir die bekende gevalle van vermenigvuldigbeeld. kwasars ('n galery met foto's wat verskillende gevalle van vermenigvuldigde kwasars illustreer, is beskikbaar via die URL: http://vela.astro.ulg.ac.be/grav_lens/.
Let daarop dat die vorming van bytings van lig 'n baie algemene kenmerk van aard is. Dit ontstaan ​​wanneer 'n voorgrondvoorwerp (vgl. Die wynglas in die bogenoemde eksperiment, 'n sterrestelsel wat as gravitasielens optree, die golwende grensvlak tussen lug en water in 'n swembad, op 'n meer, ens.) Die voortplanting van ligstrale verdraai. van 'n verre ligbron af. Byvoorbeeld, vir elke paar - tussen die miljarde - kwasars en sterrestelsels wat in die heelal bestaan, word 'n min of meer komplekse driedimensionele bytende middel agter elke sterrestelsel gevorm. Wanneer 'n waarnemer naby so 'n bytmiddel lê, sien eersgenoemde veelvuldige beelde van die verre kwasar. As gevolg van die relatiewe beweging tussen die kwasar, die lensstelsel en die waarnemer, hou hierdie verskynsel nie vir ewig nie. Daar kan aangetoon word dat die tipiese leeftyd van 'n kosmiese lugspieëling met 'n kwasar en 'n lensstelsel ongeveer 20 miljoen jaar is.

Figuur 3: Uitbreiding van die driehoekige bytings wat in Figuur 1. sigbaar is, is die gevolg van die herverdeling van ligstrale wat deur die wynglas uit die kwasar uitgestraal word. Figuur 4: Verskeie beelde van die kompakte ligbron gesien deur die doel van 'n fotografiese kamera wat naby die middel van die bytende middel geplaas word

5.2 Meervoudige beelding soos gesien deur walvisse en haaie

Soos reeds in die vorige afdeling gesê, is die koppelvlak tussen die lug en die water in 'n swembad, op 'n meer, op 'n see, ens as gevolg van die wind golwend en gevolglik is die voortplanting van ligstrale vanaf 'n verre bron (vgl. die son, die maan, ens.) word verdraai nadat hy water binnegedring het. Hier word ook ingewikkelde bytmiddels gevorm en Figuur 5a gee 'n weergawe van sulke bytings wat op die liggaam van 'n swemmer in 'n swembad geprojekteer word. Figuur 5b illustreer ook baie goed die bytings wat op die liggaam van 'n walvis geprojekteer word, soos geteken deur die beroemde Amerikaanse skilder Miller. Daar is gevolglik geen twyfel dat wanneer een van die oë van 'n walvis die voue (resp. Die bekers) van die komplekse bytsmiddels, die son, die maan kruis nie. verskyn vir hulle in die vorm van, voortdurend bewegende en veranderende, meerdere beelde. Sulke veelvuldige beelde, gesien deur regte haaie binne die groot swembad by Sea World (Orlando), is gefotografeer en word in Figuur 6a en 6b weergegee.

Figuur 5: bytende lig wat op die bodem van die swembad (links) en op die liggaam van 'n walvis geprojekteer word, soos geverf deur Miller (regs). Die son (links) en maan (regs) lig dien in hierdie geval as die verre ligbron.

Figuur 6: Veelvuldige beelde gesien deur haaie in die groot swembad by Sea World (Orlanda, Florida).

5.3 Meervoudige beelding by die huis van spieëls

Uiteindelik is dit lekker om verskeie beelde van mense by die huis van spieëls waar te neem, wat tydens die meeste groot stadskerms beskikbaar is, waar te neem. Sulke lugspieëlings word vervaardig deur geboë spieëls wat ligstrale uit die omgewing verdraai. Verskeie foto's wat tydens die Li & # 232ge-beurs in 1989 geneem is, word in Figuur 6a en 6b weergegee. Figuur 7: meervoudige beelde van 'n sterrekundige se dode wat tydens die Li & # 232ge-beurs in 1989 by die House of Mirrors gefotografeer is

Surdej, J .: 1990, hersieningsartikel, Lecture Notes in Physics, Gravitational Lensing, eds Y. Mellier et al., Vol.360, p.57, "Observational aspect of gravitational lensing"

Refsdal, S., Surdej, J .: 1992, Eerste uitgenooide diskoers, XXIste IAU General Assembly, Highlights in Astronomy, red. J. Bergeron, Vol.9, p.3, "Gravitasie Lensing"

Refsdal, S., Surdej, J .: 1994, Rapporteer vordering in fisika, Vol.57, 117, "Gravitasie-lense"


'N Stelselmatige oorsig van sterk sagteware vir die modellering van swaartekraglense

Ondanks die uitbreiding van navorsingsaktiwiteite in die modellering van gravitasielense, is daar geen spesifieke sagteware wat as 'n standaard beskou word nie. Baie van die sagteware vir die modellering van gravitasielense word deur individuele ondersoekers geskryf vir hul eie gebruik. Sommige gravitasie-lensmodelle is beskikbaar om af te laai, maar is baie wisselvallig met betrekking tot die gebruiksgemak en die kwaliteit van die dokumentasie. Hierdie hersiening van 13 sagtewarepakkette is onderneem om 'n enkele inligtingsbron te verskaf. Swaartekraglensmodelle word geklassifiseer as parametriese of nie-parametriese modelle, en kan verder verdeel word in navorsings- en opvoedkundige sagteware. Sagteware wat in navorsing gebruik word, bevat die GRAVLENS-pakket (met beide gravlens- en lensmodel), Lenstool, LensPerfect, glafic, PixeLens, SimpLens, Lensview en GRALE. In hierdie oorsig word GravLensHD, G-Lens, Gravitational Lensing, lens en MOWGLI gekategoriseer as opvoedkundige programme wat nuttig is om verskillende aspekte van lens te demonstreer. Elk van die 13 sagtewarepakkette word nagegaan met betrekking tot sagteware-funksies (installasie, dokumentasie, lêers verskaf, ens.) En lensfunksies (tipe model, invoergegewens, uitvoerdata, ens.), Asook 'n kort oorsig van studies waar hulle is gebruik. Onlangse studies het die nut van sterk gravitasie-lensdata vir massakaarte aangetoon, en dui daarop dat die gebruik van hierdie tegnieke in die toekoms verhoog word. Tesame met die koms van sterk verbeterde beeldvorming, is nuwe benaderings tot die modellering van sterk gravitasielensstelsels nodig. Dit is die eerste stelselmatige oorsig van sterk gravitasielensmodelle-sagteware, wat ondersoekers 'n beginpunt bied vir toekomstige sagteware-ontwikkeling om navorsing oor gravitasielensmodellering verder te bevorder.


Nuwe lens gereed vir sy nabyskoot

Stel u digitale kameras of slimfone voor sonder die lywige lense of bril met papierdun lense.

Navorsers het nog altyd gedink dat plat, ultradun optiese lense vir kameras of ander toestelle onmoontlik was, omdat al die kleure van lig daardeur moet buig. Gevolglik moes fotograwe meer omslagtige en swaarder geboë lense verduur. Maar professor in die elektriese en rekenaaringenieurswese van die Universiteit van Utah, Rajesh Menon, en sy span het 'n nuwe metode ontwikkel om plat en dun optika te skep, maar nog steeds die funksie kan verrig om lig na een punt te buig, die basiese stap in die vervaardiging van 'n beeld.

Sy bevindings is gepubliseer in 'n nuwe artikel, "Chromatic-Aberration-Corrected Diffractive Lenses for Ultra-Broadband Focusing", in die huidige uitgawe van Wetenskaplike verslae. Die studie is saam geskryf deur doktorale studente Peng Wang en Nabil Mohammad aan die Universiteit van Utah.

"In plaas daarvan dat die lens krom is, kan dit baie plat wees, sodat u heeltemal nuwe ontwerpgeleenthede vir beeldstelsels soos dié in u selfoon kry," sê Menon. "Ons resultate korrigeer 'n wydverspreide wanopvatting dat plat, diffraktiewe lense nie gelyktydig vir alle kleure reggestel kan word nie."

Om 'n fotografiese beeld in 'n kamera vas te lê of om deur 'n bril op 'n beeld te fokus, moet die verskillende kleure van die lig deur die lense gaan en na 'n punt op die kamerasensor of op die retina van die oog konvergeer. Hoe lig deur geboë lense buig, is gebaseer op die eeue oue konsep wat bekend staan ​​as breking, 'n beginsel wat soortgelyk is aan wanneer jy 'n potlood in 'n glas water plaas en sien dat dit in die water "buig". Om dit te doen, gebruik kameras gewoonlik 'n stapel veelvoudige geboë lense om al die kleure van die lig op 'n enkele punt te fokus. Verskeie lense is nodig omdat verskillende kleure verskillend buig en ontwerp is om te verseker dat alle kleure dieselfde fokus kry.

Menon en sy span het 'n manier ontdek om 'n plat lens te ontwerp wat 10 keer dunner kan wees as die breedte van 'n menslike hare of miljoene keer dunner as 'n kameralens van vandag. Hulle doen dit deur middel van 'n diffraksie, waarin lig in wisselwerking is met mikrostrukture in die lens en buig.

"In die natuur sien ons dit as u na sekere vlindervlerkies kyk. Die kleur van die vlerke is van afleiding. As u na 'n reënboog kyk, dan is dit van afleiding," sê hy. "Wat nuut is, het getoon dat ons die buiging van lig deur diffraksie kon ontwerp, sodat die verskillende kleure op dieselfde punt kon fokus. Dit is wat mense geglo het nie gedoen kan word nie."

Menon se navorsers gebruik spesiaal gemaakte algoritmes om die geometrie van 'n lens te bereken, sodat verskillende kleure daardeur kan beweeg en tot 'n enkele punt kan fokus. Die resulterende lens, wat 'n 'super-achromatiese lens' genoem word, kan van enige deursigtige materiaal soos glas of plastiek gemaak word.

Ander toepassings van hierdie potensiële lensstelsel sluit in mediese toestelle waarin dunner en ligter endoskope in die menslike liggaam kan loer. Dit kan ook gebruik word vir hommeltuie of satelliete met ligter kameras waarin gewigsverlaging van kritieke belang is. Toekomstige slimfone kan voorsien word van sterk aangedrewe kameras wat nie nodig het dat die lens uit die dun liggaam van die telefoon stoot nie, soos die lens nou vir die iPhone 6S.

Noudat Menon en sy span bewys het dat die konsep kan werk, glo hy dat die eerste toepassings van hul navorsing binne vyf jaar kan realiseer.


Kosmologiese toepassings van swaartekraglens

Geskiedenis Die ontdekking deur Walsh et al (1 979) van die eerste swaartekraglens, die dubbelbeeldkwasar, Q0957 + 56 1, het op 'n geskikte tyd plaasgevind, na aanleiding van verskeie voorlopige teoretiese referate, en net voor die voltooiing van radio en optiese kwasaropnames wat sedertdien meer as 'n dosyn voorbeelde van hierdie verskynsel opgelewer het. Belangstelling in gravitasie 11 lense strek oor meer as sewentig jaar (Eddington 19 19, Lodge 1 9 1 9). Zwicky (1 937a, b) blyk die eerste te wees wat besef het dat swaartekraglense 'n groot invloed op die kosmologie moet hê, spesifiek en skugter deur newewigte en gewigte en die verskaffing van ru teleskope om lensbronne te vergroot. Die ontdekking van kwasi-ster & quotpoint & quot bronne het nog twee moontlike gebruike van lense bygevoeg vir afstandmeting (Klimov 1 963, Liebes 1 964, Refsdal 1 964b) en as probes vir die sterre samestelling van lense (Chang & amp Refsdal 1 979), albei waarvan miskien net tot sy reg kom. Hierdie vier onderwerpe vorm die primêre tema van hierdie oorsig. Die waarnemingsuitdaging van gravitasie-lens is groot en in werklikheid is baie van die probleme al voor 1 979 erken. (A) M ultiple-imaging as gevolg van

Tydskrif

Jaarlikse oorsig van sterrekunde en astrofisika en ndash jaarlikse resensies

Gepubliseer: 1 September 1992

Sleutelwoorde: mikrolensingsboë kwasars sterrestelsels trosse kosmografie Hubble konstante donker materie


Inhoud

Vroeë geskiedenis Wysig

Die hipotese van donker materie het 'n uitgebreide geskiedenis. [17] In 'n toespraak wat in 1884 gehou is, [18] skat Lord Kelvin die aantal donker liggame in die Melkweg uit die waargenome snelheidsverspreiding van die sterre wat om die middel van die sterrestelsel wentel. Deur hierdie metings te gebruik, skat hy die massa van die sterrestelsel, wat volgens hom verskil van die massa sigbare sterre. Lord Kelvin het dus tot die gevolgtrekking gekom dat 'baie van ons sterre, miskien 'n groot meerderheid daarvan, miskien donker liggame is'. [19] [20] In 1906 gebruik Henri Poincaré in "The Milky Way and Theory of Gases" "donker materie", of "matière obscure" in Frans, om Kelvin se werk te bespreek. [21] [20]

Die eerste wat die bestaan ​​van donker materie met behulp van stelsnelhede voorgestel het, was die Nederlandse sterrekundige Jacobus Kapteyn in 1922. [22] [23] Mede-Nederlander en radiosterrekunde-pionier Jan Oort het ook die bestaan ​​van donker materie in 1932 veronderstel. [23] [24] [25] Oort het sterrebewegings in die plaaslike galaktiese omgewing bestudeer en gevind dat die massa in die galaktiese vlak groter moet wees as wat waargeneem is, maar daar is later bepaal dat hierdie meting verkeerd is. [26]

In 1933 het die Switserse astrofisikus Fritz Zwicky, wat sterrestelsels bestudeer het terwyl hy by die California Institute of Technology gewerk het, 'n soortgelyke afleiding gemaak. [27] [28] Zwicky het die virale stelling op die Coma-groep toegepas en bewyse gekry van ongesiene massa wat hy genoem het dunkle Materie ('donker materie'). Zwicky het sy massa geskat op grond van die bewegings van sterrestelsels naby sy rand en dit vergelyk met 'n skatting op grond van sy helderheid en aantal sterrestelsels. Hy skat die groep het ongeveer 400 keer meer massa as wat sigbaar waarneembaar was. Die swaartekrag-effek van die sigbare sterrestelsels was heeltemal te klein vir sulke vinnige wentelbane, dus moet die massa weggesteek word. Op grond van hierdie gevolgtrekkings het Zwicky afgelei dat 'n ongesiene saak die massa en die gepaardgaande aantrekkingskrag om die tros bymekaar te hou gehou het. [29] Die ramings van Zwicky was met meer as 'n orde van grootte af, hoofsaaklik as gevolg van 'n verouderde waarde van die Hubble-konstante [30], dieselfde berekening toon vandag 'n kleiner breuk met groter waardes vir die ligmassa. Nietemin het Zwicky uit sy berekening korrek tot die gevolgtrekking gekom dat die grootste gedeelte van die saak donker was. [20]

Verdere aanduidings dat die massa-tot-lig-verhouding nie eenheid was nie, het gekom uit metings van sterrestelsel-rotasiekurwes. In 1939 het Horace W. Babcock die rotasiekurwe vir die Andromeda-newel (nou bekend as die Andromeda-sterrestelsel) gerapporteer, wat voorgestel het dat die massa-tot-helderheid-verhouding radiaal verhoog. [31] Hy het dit toegeskryf aan óf ligabsorpsie binne die sterrestelsel, óf die gemodifiseerde dinamika in die buitenste dele van die spiraal, en nie aan die ontbrekende materiaal wat hy ontbloot het nie. Na aanleiding van Babcock se verslag van 1939 oor onverwagte vinnige rotasie in die buitewyke van die Andromeda-sterrestelsel en 'n massa-tot-lig-verhouding van 50 in 1940, het Jan Oort die groot nie-sigbare stralekrans van NGC 3115 ontdek en geskryf. [32]

1970's Edit

Vera Rubin, Kent Ford en Ken Freeman se werk in die 1960's en 1970's [33] het verdere sterk bewyse gelewer, ook met behulp van melkwegrotasiekurwes. [34] [35] [36] Rubin en Ford het met 'n nuwe spektrograaf gewerk om die snelheidskurwe van rand-op-spiraal sterrestelsels met groter akkuraatheid te meet. [36] Hierdie resultaat is in 1978 bevestig. [37] 'n invloedryke artikel het die resultate van Rubin en Ford in 1980 aangebied. [38] Hulle het getoon dat die meeste sterrestelsels ongeveer ses keer soveel donker as die sigbare massa moet bevat [39], dus teen ongeveer 1980 die skynbare behoefte aan donker materie word algemeen erken as 'n groot onopgeloste probleem in die sterrekunde. [34]

Terselfdertyd was Rubin en Ford besig om optiese rotasiekurwes te ondersoek, en radiosterrekundiges gebruik nuwe radioteleskope om die 21 cm-atoomwaterstoflyn in nabygeleë sterrestelsels in kaart te bring. Die radiale verspreiding van interstellêre atoomwaterstof (H-I) strek dikwels tot veel groter galaktiese radiusse as dié wat toeganklik is deur optiese studies, wat die steekproefneming van rotasiekurwes - en dus van die totale massaverdeling - tot 'n nuwe dinamiese stelsel uitbrei. Vroeë kartering van Andromeda met die 300 voet-teleskoop by Green Bank [40] en die 250 voet-skottel by Jodrell Bank [41] het reeds getoon dat die H-I-rotasiekurwe nie die verwagte Kepleriaanse agteruitgang opgespoor het nie. Namate sensitiewer ontvangers beskikbaar was, kon Morton Roberts en Robert Whitehurst [42] die rotasiesnelheid van Andromeda tot 30 kpc opspoor, baie verder as die optiese metings. Om die voordeel van die opsporing van die gasskyf by groot radiusse te illustreer, kombineer Figuur 16 van die papier [42] die optiese data [36] (die groep punte in radiusse van minder as 15 kpc met een enkele punt verder) met die HI-data tussen 20–30 kpc, wat die vlakheid van die rotasie-kurwe van die buitenste sterrestelsel vertoon, is die soliede kurwe wat 'n hoogtepunt bereik in die middel, die optiese oppervlakdigtheid, terwyl die ander kurwe die kumulatiewe massa toon, wat steeds lineêr styg by die buitenste meting. Parallel is die gebruik van interferometriese skikkings vir ekstragalaktiese H-I-spektroskopie ontwikkel. In 1972 publiseer David Rogstad en Seth Shostak [43] HI-rotasiekurwes van vyf spirale wat met die Owensvallei-interferometer gekarteer is. Die rotasiekurwes van al vyf was baie plat, wat dui op baie groot waardes van massa-tot-lig-verhouding in die buitenste dele van hul uitgebreide HI-skywe.

'N Stroom waarnemings in die 1980's ondersteun die teenwoordigheid van donker materie, insluitend gravitasie-lens van agtergrondvoorwerpe deur sterrestelsels, [44] die temperatuurverspreiding van warm gas in sterrestelsels en trosse, en die patroon van anisotropieë op die kosmiese mikrogolfagtergrond. Volgens konsensus onder kosmoloë bestaan ​​donker materie hoofsaaklik uit 'n nog nie gekarakteriseerde tipe subatomiese deeltjie nie. [14] [45] Die soeke na hierdie deeltjie is op verskillende maniere een van die belangrikste pogings in deeltjiefisika. [15]

In standaardkosmologie is materie enigiets waarvan die energiedigtheid skaal met die inverse kubus van die skaalfaktor, d.w.s. ρa −3. Dit is in teenstelling met bestraling, wat skaal as die omgekeerde vierde krag van die skaalfaktor ρa −4, en 'n kosmologiese konstante, wat onafhanklik is van a. Hierdie skaalings kan intuïtief verstaan ​​word: vir 'n gewone deeltjie in 'n kubieke doos, verminder die digtheid (en dus die energiedigtheid) met 'n faktor van 8 (= 2 3) as die lengte van die sye van die boks verdubbel word. Vir bestraling neem die energiedigtheid af met 'n faktor van 16 (= 2 4), want elke handeling waarvan die effek die skaalfaktor verhoog, moet ook 'n proporsionele rooi verskuiwing veroorsaak [ verdere verduideliking nodig ]. 'N Kosmologiese konstante, as 'n intrinsieke eienskap van die ruimte, het 'n konstante energiedigtheid ongeag die volume wat oorweeg word. [46] [c]

In beginsel beteken "donker materie" alle komponente van die heelal wat nie sigbaar is nie, maar tog gehoorsaam is ρa −3. In die praktyk word die term "donker materie" dikwels gebruik om slegs die nie-baroniese komponent van donker materie te beteken, dit wil sê uitgesluit "ontbrekende barione." Konteks sal gewoonlik aandui watter betekenis bedoel word.

Melkwegrotasiekurwes Wysig

Die arms van spiraalvormige sterrestelsels draai om die galaktiese middelpunt. Die ligmassadigtheid van 'n spiraalvormige sterrestelsel neem af namate mens van die middelpunt na die buitewyke gaan. As daar 'n saak van ligmassa was, kan ons die sterrestelsel as 'n puntmassa in die middel modelleer en massas rondom dit toets, soortgelyk aan die sonnestelsel. [d] Uit Kepler se tweede wet word verwag dat die rotasiesnelhede sal afneem met die afstand vanaf die middelpunt, soortgelyk aan die sonnestelsel. Dit word nie waargeneem nie. [48] ​​In plaas daarvan bly die sterrestelselkromme plat as die afstand vanaf die middelpunt toeneem.

As Kepler se wette korrek is, is die voor die hand liggende manier om hierdie verskil te besleg die gevolgtrekking dat die massaverspreiding in spiraalstelsels nie dieselfde is as die sonnestelsel nie. In die besonder is daar baie nie-ligmateriaal (donker materie) in die buitewyke van die sterrestelsel.

Snelheidsverspreidings Redigeer

Sterre in gebonde stelsels moet die viriale stelling gehoorsaam. Die stelling, tesame met die gemete snelheidsverspreiding, kan gebruik word om die massaverdeling in 'n gebonde stelsel te meet, soos elliptiese sterrestelsels of bolvormige trosse. Met enkele uitsonderings ooreenstem die berekeninge van die snelheidsverspreiding van elliptiese sterrestelsels [49] nie met die voorspelde snelheidsverspreiding van die waargenome massaverspreiding nie, selfs as die ingewikkelde verdeling van sterbane veronderstel word. [50]

Soos met galaksie-rotasiekurwes, is die voor die hand liggende manier om die teenstrydigheid op te los, om die bestaan ​​van nie-ligte materie te postuleer.

Melkweggroepe wysig

Melkweggroepe is veral belangrik vir donkerstofstudies, aangesien hul massas op drie onafhanklike maniere geskat kan word:

  • Van die verspreiding in radiale snelhede van die sterrestelsels binne trosse
  • Van X-strale wat deur warm gas in die trosse uitgestraal word. Vanuit die X-straal-energiespektrum en -vloei kan die gastemperatuur en -digtheid geskat word, en sodoende word die druk veronderstel dat druk en die swaartekragbalans die massaprofiel van die groep bepaal. (gewoonlik van sterre sterrestelsels) kan trosmassas meet sonder om op waarnemings van die dinamika (bv. snelheid) staat te maak.

Oor die algemeen stem hierdie drie metodes redelik ooreen dat donker materie ongeveer 5 tot 1 swaarder weeg as die sigbare materie. [51]

Swaartekraglens Redigeer

Een van die gevolge van algemene relatiwiteit is massiewe voorwerpe (soos 'n groep sterrestelsels) wat tussen 'n verder verwyderde bron (soos 'n kwasar) lê, en 'n waarnemer moet optree as 'n lens om die lig van hierdie bron af te buig. Hoe massiewer 'n voorwerp is, hoe meer lens word waargeneem.

Sterk lens is die waargenome vervorming van agtergrondstelsels in boë wanneer hul lig deur so 'n gravitasielens beweeg. Dit is waargeneem in baie verre trosse, insluitend Abell 1689. [53] Deur die vervormingsgeometrie te meet, kan die massa van die tussenliggende groep verkry word. In die tientalle gevalle waar dit gedoen is, stem die massa-tot-lig-verhoudings wat verkry word ooreen met die dinamiese metings van donker materie van trosse. [54] Lense kan lei tot meerdere kopieë van 'n beeld. Deur die verspreiding van veelvuldige beeldkopieë te ontleed, kon wetenskaplikes die verspreiding van donker materie rondom die MACS J0416.1-2403 sterrestelselgroep aflei en in kaart bring. [55] [56]

Swak swaartekraglens ondersoek klein vervormings van sterrestelsels, met behulp van statistiese ontledings van groot sterrestelselopnames. Deur die skynbare skuifvorming van die aangrensende agtergrondstelsels te ondersoek, kan die gemiddelde verspreiding van donker materie gekenmerk word. Die massa-tot-lig-verhoudings stem ooreen met die digtheid van donker materie wat deur ander grootskaalse struktuurmetings voorspel word. [57] Donker materie buig nie lig self nie (in hierdie geval die massa van die donker materie) buig ruimtetyd. Lig volg die kromming van die ruimtetyd, wat die lenseffek tot gevolg het. [58] [59]

In Mei 2021 is 'n nuwe gedetailleerde kaart vir donker materie deur die Dark Energy Survey Collaboration onthul. [60] Daarbenewens het die kaart voorheen onontdekte gloeidraadstrukture aan die lig gebring wat sterrestelsels verbind met behulp van 'n masjienleermetode. [61]

Kosmiese mikrogolf agtergrond

Alhoewel donker materie sowel as gewone materie materie is, tree hulle nie op dieselfde manier op nie. In die vroeë heelal is gewone materie veral geïoniseer en sterk met die bestraling deur middel van Thomson-verspreiding in wisselwerking gekom. Donker materie wissel nie direk met bestraling nie, maar beïnvloed die CMB deur sy swaartekragpotensiaal (hoofsaaklik op groot skale) en deur die effekte daarvan op die digtheid en snelheid van gewone materie. Gewone en donker materieversteurings ontwikkel dus mettertyd anders en laat verskillende afdrukke op die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB).

Die kosmiese mikrogolfagtergrond is baie naby aan 'n perfekte swartliggaam, maar bevat baie klein anisotrope van 'n paar dele in 100.000 temperatuur. 'N Hemelkaart van anisotropieë kan ontbind word tot 'n hoekkragspektrum, wat waargeneem word dat dit 'n reeks akoestiese pieke bevat wat byna ewe groot is, maar met verskillende hoogtes. Die reeks pieke kan voorspel word vir enige veronderstelde stel kosmologiese parameters deur moderne rekenaarkodes soos CMBFAST en CAMB, en om die teorie aan te pas by data, beperk dus kosmologiese parameters. [62] Die eerste piek toon meestal die digtheid van baroniese materie, terwyl die derde piek meestal betrekking het op die digtheid van donker materie, wat die digtheid van materie en die digtheid van atome meet. [62]

Die CMB-anisotropie is in 1992 vir die eerste keer deur COBE ontdek, maar dit het 'n te growwe resolusie om die akoestiese pieke op te spoor. Na die ontdekking van die eerste akoestiese piek deur die ballongedraagde BOOMERanG-eksperiment in 2000, is die kragspektrum in 2003–2012 presies deur WMAP waargeneem, en nog meer presies deur die ruimtetuig Planck in 2013–2015. Die resultate ondersteun die Lambda-CDM-model. [63] [64]

Die waargenome CMB-hoekkragspektrum lewer kragtige bewyse ter ondersteuning van donker materie, aangesien die presiese struktuur goed toegepas word deur die Lambda-CDM-model, [64] maar moeilik is om weer te gee met enige mededingende model soos die gewysigde Newton-dinamika (MOND). [64] [65]

Struktuurvorming Wysig

Struktuurvorming verwys na die periode na die oerknal toe digtheidstoornisse ineengestort het om sterre, sterrestelsels en trosse te vorm. Voor die struktuurvorming beskryf die Friedmann-oplossings vir algemene relatiwiteit 'n homogene heelal. Later het klein anisotrope geleidelik gegroei en die homogene heelal gekondenseer tot sterre, sterrestelsels en groter strukture. Gewone materie word beïnvloed deur bestraling, wat baie vroeg die dominante element van die heelal is. As gevolg hiervan word die digtheidstoornisse uitgewas en kan dit nie in struktuur saamtrek nie. [67] As daar net gewone materie in die heelal was, sou daar nie genoeg tyd gewees het vir digtheidstoornisse om in die sterrestelsels en trosse wat tans gesien word, uit te groei nie.

Donker materie bied 'n oplossing vir hierdie probleem omdat dit nie deur straling beïnvloed word nie. Daarom kan die digtheidstoornisse daarvan eers groei. Die gevolglike gravitasiepotensiaal dien as 'n aantreklike potensiaal vir gewone materie wat later in duie stort, en bespoedig die struktuurvormingsproses. [67] [68]

Bullet Cluster Edit

As donker materie nie bestaan ​​nie, moet die volgende waarskynlikste verklaring wees dat algemene relatiwiteit - die heersende teorie oor swaartekrag - verkeerd is en moet verander word. Die Bullet Cluster, die resultaat van 'n onlangse botsing van twee sterrestelsels, bied 'n uitdaging vir gewysigde teorieë omdat die skynbare massamiddelpunt van die baryoniese massamiddelpunt verwyder is. [69] Standaard donkerstofmodelle kan hierdie waarneming maklik verklaar, maar die gewysigde swaartekrag het baie moeiliker tyd, [70] [71] veral omdat die waarnemingsbewyse modelonafhanklik is. [72]

Tik Ia supernova afstandmetings

Tipe Ia-supernovas kan as standaardkerse gebruik word om ekstragalaktiese afstande te meet, wat weer gebruik kan word om te meet hoe vinnig die heelal in die verlede uitgebrei het. [73] Data dui aan dat die heelal met 'n versnelde tempo uitbrei, waarvan die oorsaak gewoonlik aan donker energie toegeskryf word. [74] Aangesien waarnemings aandui dat die heelal byna plat is, word [75] [76] [77] verwag dat die totale energiedigtheid van alles in die heelal op 1 (Ω moet neerkom).tot ≈ 1). Die gemete donker energiedigtheid is ΩΛ ≈ 0.690 is die waargenome gewone (baroniese) materie-energiedigtheid Ωb ≈ 0,0482 en die energiedigtheid van bestraling is weglaatbaar. Dit laat 'n ontbrekende Ω agterdm ≈ 0.258 wat nietemin soos materie optree (sien afdeling tegniese definisie hierbo) - donker materie. [78]

Hemelopnames en akoestiese oscillasies van die baryon

Baryon akoestiese ossillasies (BAO) is skommelinge in die digtheid van die sigbare baroniese materie (normale materie) van die heelal op groot skale. Daar word voorspel dat dit in die Lambda-CDM-model sal ontstaan ​​as gevolg van akoestiese ossillasies in die foton-barionvloeistof in die vroeë heelal, en kan waargeneem word in die kosmiese mikrogolf-agtergrond-hoekkragspektrum. BAO's stel 'n voorkeurlengteskaal vir barione op. Aangesien die donker materie en barione na herkombinasie saamklomp, is die effek baie sterker in die sterrestelselverspreiding in die nabygeleë heelal, maar is dit waarneembaar as 'n subtiele (~ 1 persent) voorkeur vir pare sterrestelsels om met 147 Mpc te skei, vergeleke met dié geskei deur 130–160 Mpc. Hierdie funksie is in die negentigerjare teoreties voorspel en toe in 2005 ontdek, in twee groot galaxy-rooiverskuiwingsopnames, die Sloan Digital Sky Survey en die 2dF Galaxy Redshift Survey. [79] Deur die CMB-waarnemings te kombineer met BAO-metings van galaxy-rooiverskuiwingsopnames, word die Hubble-konstante en die gemiddelde materiaaldigtheid in die heelal presies geskat. [80] Die resultate ondersteun die Lambda-CDM-model.

Versteurings in rooi skuifruimte

Groot sterrestelsel-rooiverskuiwingsopnames kan gebruik word om 'n driedimensionele kaart van die sterrestelselverspreiding te maak. Hierdie kaarte is effens verdraai omdat afstande geskat word vanaf waargenome rooi verskuiwings. Die rooi verskuiwing bevat 'n bydrae van die sogenaamde eienaardige snelheid van die sterrestelsel, benewens die dominante Hubble-uitbreidingstermyn. Gemiddeld brei superklusters vanweë hul swaartekrag stadiger uit as die kosmiese gemiddelde, terwyl leemtes vinniger as gemiddeld uitbrei.Op 'n rooiverskuiwingskaart het sterrestelsels voor 'n superkluster oormatige radiale snelhede daarteen en het rooiverskuiwings effens hoër as wat hul afstand sou beteken, terwyl sterrestelsels agter die superkluster rooi verskuiwings effens laag het vir hul afstand. Hierdie effek veroorsaak dat superklusters in radiale rigting saamgedruk word, en eweneens word leemtes gespan. Hul hoekposisies word nie beïnvloed nie. Hierdie effek is vir geen enkele struktuur waarneembaar nie, want die regte vorm is nie bekend nie, maar kan gemeet word deur middel van baie strukture. Dit is in 1987 kwantitatief deur Nick Kaiser voorspel, en die eerste keer in 2001 deur die 2dF Galaxy Redshift Survey beslis. [81] Die resultate stem ooreen met die Lambda-CDM-model.

Lyman-alfa-bos Redigeer

In astronomiese spektroskopie is die Lyman-alfa-bos die som van die absorpsielyne wat voortspruit uit die Lyman-alfa-oorgang van neutrale waterstof in die spektrums van verre sterrestelsels en kwasars. Lyman-alfa-boswaarnemings kan ook kosmologiese modelle beperk. [82] Hierdie beperkings stem ooreen met dié wat verkry word uit WMAP-data.

Komposisie wysig

Daar is verskillende hipoteses oor waaruit donker materie kan bestaan, soos uiteengesit in die tabel hieronder.

Wat is donker materie? Hoe is dit gegenereer?

Sommige hipoteses van donker materie [83]
Ligte bosone kwantum chromodinamika-aksies
aksie-agtige deeltjies
vaag koue donker materie
neutrino's Standaardmodel
steriele neutrino's
swak skaal supersimmetrie
ekstra afmetings
klein Higgs
effektiewe veldteorie
vereenvoudigde modelle
ander deeltjies Massiewe deeltjies met swak interaksie
selfinteraksie donker materie
supervloeistof-vakuumteorie
makroskopies oer-swart gate [84] [85] [86] [87] [88]
massiewe kompakte halo-voorwerpe (MaCHO's)
Makroskopiese donker materie (makro's)
gewysigde gewig (MOG) aangepaste Newtonse dinamika (MoND)
Tensor – vektor – skalêre swaartekrag (TeVeS)
Entropiese swaartekrag

Donker materie kan verwys na enige stof wat hoofsaaklik deur swaartekrag met sigbare materie (bv. Sterre en planete) in wisselwerking tree. Daarom hoef dit in beginsel nie uit 'n nuwe soort fundamentele deeltjie te bestaan ​​nie, maar kan dit ten minste gedeeltelik bestaan ​​uit standaard baryoniese materiaal, soos protone of neutrone. [e] Om die redes hieronder uiteengesit, dink die meeste wetenskaplikes egter dat die donker materie oorheers word deur 'n nie-baroniese komponent, wat waarskynlik bestaan ​​uit 'n tans onbekende fundamentele deeltjie (of soortgelyke eksotiese toestand).

Baryoniese saak Edit

Baryone (protone en neutrone) vorm gewone sterre en planete. Baryoniese stowwe omvat egter ook minder algemene nie-primordiale swart gate, neutronsterre, dowwe ou wit dwerge en bruin dwerge, bekend as massiewe kompakte halo-voorwerpe (MACHO's), wat moeilik kan wees om op te spoor. [90]

Veel bewyse dui egter daarop dat die meeste donker materie nie uit barione bestaan ​​nie:

  • Voldoende diffuse, baroniese gas of stof is sigbaar as dit deur sterre verlig word.
  • Die teorie van die oerknal-nukleosintese voorspel die waargenome oorvloed van chemiese elemente. As daar meer barione is, moet daar ook meer helium-, litium- en swaarder elemente tydens die oerknal gesintetiseer word. [91] [92] Ooreenstemming met waargenome oorvloed vereis dat baryoniese materie tussen 4-5% van die heelal se kritieke digtheid uitmaak. Daarenteen dui grootskaalse struktuur en ander waarnemings aan dat die totale materiaaldigtheid ongeveer 30% van die kritieke digtheid is. [78]
  • Astronomiese soektogte vir swaartekrag-mikrolensering in die Melkweg wat hoogstens slegs 'n klein fraksie van die donker materie gevind kan word, is in donker, kompakte, konvensionele voorwerpe (MACHO's, ens.). sonmassas, wat byna al die aanneemlike kandidate dek. [93] [94] [95] [96] [97] [98]
  • Gedetailleerde analise van die klein onreëlmatighede (anisotropies) in die kosmiese mikrogolfagtergrond. [99] Waarnemings deur WMAP en Planck dui aan dat ongeveer vyf-sesdes van die totale materie in 'n vorm is wat slegs deur gravitasie-effekte met gewone materie of fotone in wisselwerking tree.

Nie-baroniese saak

Kandidate vir nie-baryoniese donker materie is hipotetiese deeltjies soos aksies, steriele neutrino's, massiewe deeltjies met swak interaksie (WIMP's), massiewe deeltjies met swaartekrag (GIMP's), supersimmetriese deeltjies, geons, [100] of primordiale swart gate. [101] Die drie neutrino-tipes wat al waargeneem is, is inderdaad volop en donker en materie, maar omdat hul individuele massas - hoe onseker dit ook al mag wees - byna seker te klein is, kan hulle slegs 'n klein fraksie donker materie lewer, a.g.v. perke afgelei van grootskaalse strukture en hoë-rooi verskuiwing sterrestelsels. [102]

Anders as baryoniese materie, het nie-baroniese materie nie bygedra tot die vorming van die elemente in die vroeë heelal nie (oerknall-nukleosintese) [14], en die teenwoordigheid daarvan word dus slegs aan die lig gebring deur die swaartekrag-effekte, of die swak lens. As die deeltjies waaruit dit bestaan, supersimmetries is, kan hulle ook vernietigingsinteraksies met hulleself ondergaan, wat moontlik waarneembare neweprodukte soos gammastrale en neutrino's (indirekte opsporing) tot gevolg kan hê. [102]

Donker materie samevoeging en digte donker materie voorwerpe

As donker materie saamgestel is uit deeltjies met 'n swak interaksie, is die vraag duidelik of dit voorwerpe kan vorm wat gelykstaande is aan planete, sterre of swart gate. Histories was die antwoord dat dit nie kan nie [103] [104] [105] as gevolg van twee faktore:

Dit het nie 'n doeltreffende manier om energie te verloor nie [104] Gewone materie vorm digte voorwerpe, want dit het talle maniere om energie te verloor. Om energie te verloor, is noodsaaklik vir die vorming van voorwerpe, want 'n deeltjie wat energie kry tydens verdigting of "innerlik" onder swaartekrag val, en dit op geen ander manier kan verloor nie, sal die snelheid en momentum verhoog. Donkere materie het blykbaar geen middele om energie te verloor nie, bloot omdat dit nie in staat is om op ander maniere sterk te kommunikeer nie, behalwe deur swaartekrag. Die viriale stelling suggereer dat so 'n deeltjie nie gebonde sal bly aan die voorwerp wat geleidelik vorm nie - namate die voorwerp begin vorm en kompak word, sal die donker materie-deeltjies daarin versnel en geneig wees om te ontsnap. Dit ontbreek 'n verskeidenheid interaksies wat nodig is om strukture te vorm [105] Gewone materie is op baie verskillende maniere in wisselwerking, waardeur die saak meer komplekse strukture kan vorm. Sterre vorm byvoorbeeld deur middel van swaartekrag, maar die deeltjies daarin wissel en kan energie uitstraal in die vorm van neutrino's en elektromagnetiese straling deur samesmelting wanneer hulle energiek genoeg word. Protone en neutrone kan bind deur middel van die sterk interaksie en dan atome met elektrone vorm, hoofsaaklik deur elektromagnetiese interaksie. Daar is geen bewyse dat donker materie tot so 'n wye verskeidenheid interaksies in staat is nie, aangesien dit lyk asof dit slegs deur swaartekrag in wisselwerking tree (en moontlik op een of ander manier nie sterker as die swak interaksie is nie, hoewel dit nog net bespiegelings is totdat donker materie beter verstaan ​​word) ).

In 2015–2017 het die idee dat digte donker materie uit oer-swart gate bestaan, 'n terugkeer gemaak [106] na aanleiding van die resultate van swaartekraggolfmetings wat die samesmelting van swart gate tussen die massa waargeneem het. Daar word nie voorspel dat swart gate met ongeveer 30 sonmassas sou vorm deur sterrestorting nie (gewoonlik minder as 15 sonmassas) of deur die samesmelting van swart gate in galaktiese sentrums (miljoene of miljarde sonmassas). Daar is voorgestel dat die middelgroot swart gate wat die samesmelting bespeur, in die warm digte vroeë fase van die heelal gevorm het as gevolg van digter streke wat in duie stort. In 'n latere opname van ongeveer duisend supernovas het geen gravitasie-lensgebeurtenisse opgemerk nie, terwyl ongeveer agt sou verwag word as die primêre swart gate in 'n tussentydse massa bo 'n sekere massa-reeks die meeste donker materie uitmaak. [107]

Die moontlikheid dat die oorspronklike swart gate van atoomgrootte 'n beduidende fraksie van donker materie uitmaak, is uitgesluit deur metings van positron- en elektronstrome buite die son se heliosfeer deur die Voyager 1-ruimtetuig. Klein swart gate word geteoretiseer om Hawking-straling uit te straal. Die opgemerkte vloed was egter te laag en het nie die verwagte energiespektrum gehad nie, wat daarop dui dat klein oer-swart gaatjies nie wyd genoeg is om donker materie te verreken nie. [108] Desalniettemin gaan navorsing en teorieë wat digte materieverklarings vir donker materie voorstel met ingang van 2018 voort, insluitend benaderings tot afkoeling van donker materie, [109] [110] en die vraag bly onopgelos. In 2019 dui die gebrek aan mikrolenseringseffekte by die waarneming van Andromeda daarop dat klein swart gaatjies nie bestaan ​​nie. [111]

Daar bestaan ​​egter steeds 'n grootliks onbeperkte massa-reeks wat kleiner is as die wat beperk kan word deur optiese mikrolens waarnemings, waar primêre swart gate alle donker materiaal kan uitmaak. [112] [113]

Gratis stroomlengte wysig

Donker materie kan in verdeel word koud, warm, en warm kategorieë. [114] Hierdie kategorieë verwys na snelheid eerder as na 'n werklike temperatuur, wat aandui hoe ver ooreenstemmende voorwerpe beweeg het as gevolg van willekeurige bewegings in die vroeë heelal, voordat dit vertraag het as gevolg van kosmiese uitbreiding - dit is 'n belangrike afstand wat die gratis streaming lengte (FSL). Primordiale digtheidsskommelings kleiner as hierdie lengte word uitgewas omdat deeltjies versprei van oordig na onderdense streke, terwyl groter skommelinge nie beïnvloed word nie, daarom stel hierdie lengte 'n minimum skaal vir latere struktuurvorming.

Die kategorieë is ingestel met betrekking tot die grootte van 'n protogalaksie ('n voorwerp wat later in 'n dwergstelsel ontwikkel): deeltjies van donker materie word geklassifiseer as koud, warm of warm volgens hul FSL baie kleiner (koud), soortgelyk aan (warm ), of baie groter (warm) as 'n protogalaksie. [115] [116] Mengsels van bogenoemde is ook moontlik: 'n teorie oor gemengde donker materie was in die middel negentigerjare gewild, maar is verwerp na die ontdekking van donker energie. [ aanhaling nodig ]

Koue donker materie lei tot 'n onder-vorming van struktuur met sterrestelsels wat eerste vorm en sterrestelsels in 'n laaste stadium, terwyl warm donker materie 'n vorming-scenario van bo-af sou veroorsaak met groot materiaagroepe wat vroeg gevorm het, en later in afsonderlike sterrestelsels gefragmenteer het [ opheldering nodig ] laasgenoemde word uitgesluit deur sterrestelselwaarnemings met 'n hoë rooi verskuiwing. [15]

Fluktuasiespektrum-effekte Wysig

Hierdie kategorieë stem ook ooreen met skommelingspektrum-effekte en die interval na die oerknal waarin elke tipe nie-relativisties geword het. Davis et al. het in 1985 geskryf: [117]

Kandidaatdeeltjies kan in drie kategorieë gegroepeer word op grond van hul effek op die skommelingsspektrum (Bond et al. 1983). As die donker materie bestaan ​​uit oorvloedige ligdeeltjies wat tot kort voor rekombinasie relativisties bly, kan dit 'warm' genoem word. Die beste kandidaat vir warm donker materie is 'n neutrino. 'N Tweede moontlikheid is dat die deeltjies van die donker materie swakker interaksie het as neutrino's, minder voorkom en 'n massa van 1 keV het. Sulke deeltjies word 'warm donker materie' genoem, omdat dit laer termiese snelhede het as massiewe neutrino's. daar is tans min kandidaatdeeltjies wat by hierdie beskrywing pas. Gravitinos en photinos is voorgestel (Pagels en Primack 1982 Bond, Szalay en Turner 1982). Enige deeltjies wat baie vroeg nie-relatief geword het en dus 'n weglaatbare afstand kon versprei, word 'koue' donker materie (CDM) genoem. Daar is baie kandidate vir CDM, insluitend supersimmetriese deeltjies.

Alternatiewe definisies

'N Ander benaderde skeidslyn is dat warm donker materie nie-relativisties geword het toe die heelal ongeveer 1 jaar oud was en 1 miljoenste van sy huidige grootte en in die bestralings-gedomineerde era (fotone en neutrino's), met 'n foton temperatuur 2,7 miljoen Kelvin. Standaard fisiese kosmologie gee die deeltjiehorisongrootte 2 c t (snelheid van lig vermenigvuldig met tyd) in die bestralings-oorheersde era, dus 2 ligjare. 'N Streek van hierdie grootte sal vandag uitbrei tot 2 miljoen ligjare (afwesige struktuurvorming). Die werklike FSL is ongeveer vyf keer die lengte hierbo, aangesien dit stadig groei, aangesien deeltjiesnelhede omgekeerd afneem met die skaalfaktor nadat dit nie-relativisties geword het. In hierdie voorbeeld sal die FSL ooreenstem met 10 miljoen ligjare, oftewel 3 megaparsek, vandag, ongeveer so groot soos 'n gemiddelde groot sterrestelsel.

Die foton-temperatuur van 2,7 miljoen K gee 'n tipiese foton-energie van 250 elektronvolte, waardeur 'n tipiese massaskaal vir warm donker materie ingestel word: deeltjies wat baie massiewer is as hierdie, soos GeV-TeV-massa WIMP's, sou baie vroeër as een nie-relativisties word nie. jaar na die oerknal en het FSL's dus baie kleiner as 'n protogalaksie, wat hulle koud maak. Omgekeerd het veel ligter deeltjies, soos neutrino's met 'n massa van slegs 'n paar eV, FSL's veel groter as 'n protogalaksie, wat hulle dus as warm kwalifiseer.

Koue donker materie Edit

Koue donker materie bied die eenvoudigste verklaring vir die meeste kosmologiese waarnemings. Dit is donker materie wat bestaan ​​uit bestanddele met 'n FSL wat baie kleiner is as 'n protogalaksie. Dit is die fokus vir navorsing oor donker materie, aangesien warm donker materie blykbaar nie die vorming van sterrestelsels of sterrestelsels kan ondersteun nie, en die meeste deeltjie-kandidate vroeg vertraag.

Die bestanddele van koue donker materie is onbekend. Die moontlikhede wissel van groot voorwerpe soos MACHO's (soos swart gate [118] en Preon-sterre [119]) of RAMBO's (soos trosse bruin dwerge), tot nuwe deeltjies soos WIMP's en aksies.

Studies van die oerknal-nukleosintese en gravitasie-lensing het die meeste kosmoloë [15] [120] [121] [122] [123] [124] oortuig dat MACHO's [120] [122] nie meer as 'n klein fraksie donker materie kan uitmaak nie. [14] [120] Volgens A. Peter: ". Die enigste regtig aanneemlik kandidate vir donker materie is nuwe deeltjies. '[121]

Die DAMA / NaI-eksperiment in 1997 en die opvolger daarvan, DAMA / LIBRA in 2013, beweer dat hulle donker materie-deeltjies direk deur die Aarde opspoor, maar baie navorsers bly skepties, aangesien negatiewe resultate van soortgelyke eksperimente onversoenbaar lyk met die DAMA-resultate.

Baie supersimmetriese modelle bied kandidate vir donker materie aan in die vorm van die WIMPy Lightest Supersymmetric Particle (LSP). [125] Afsonderlik bestaan ​​swaar steriele neutrino's in nie-supersimmetriese uitbreidings tot die standaardmodel wat die klein neutrino-massa deur die wipplankmeganisme verklaar.

Warm donker materie Redigeer

Warm donker materiaal bevat deeltjies met 'n FSL wat vergelykbaar is met die grootte van 'n protogalaksie. Voorspellings gebaseer op warm donker materie is soortgelyk aan dié vir koue donker materie op groot skale, maar met minder kleinskaalse digtheidstoornisse. Dit verminder die voorspelde oorvloed van dwergstelsels en kan lei tot 'n laer digtheid van donker materie in die sentrale dele van groot sterrestelsels. Sommige navorsers beskou dit beter as waarnemings. 'N Uitdaging vir hierdie model is die gebrek aan kandidaatdeeltjies met die vereiste massa ≈ 300 eV tot 3000 eV. [ aanhaling nodig ]

Geen bekende deeltjies kan as warm donker materie gekategoriseer word nie. 'N Gepostuleerde kandidaat is die steriele neutrino: 'n swaarder, stadiger vorm van neutrino wat nie in wisselwerking tree deur die swak krag nie, anders as ander neutrino's. Sommige gewysigde swaartekragteorieë, soos skalar – tensor – vektor swaartekrag, benodig 'warm' donker materie om hul vergelykings te laat werk.

Warm donker materie Redigeer

Warm donker materie bestaan ​​uit deeltjies waarvan die FSL baie groter is as die grootte van 'n protogalaksie. Die neutrino kwalifiseer as sodanige deeltjie. Hulle is onafhanklik ontdek, lank voor die jag op donker materie: dit is in 1930 gepostuleer en in 1956 opgespoor. Die massa van neutrino's is minder as 10 −6 van 'n elektron. Neutrino's interaksie met normale materie slegs via swaartekrag en die swak krag, wat dit moeilik maak om op te spoor (die swak krag werk net oor 'n klein afstand, dus veroorsaak 'n neutrino 'n swak kraggebeurtenis slegs as dit 'n kern van die kern tref) Dit maak van hulle 'swak interaksie met ligdeeltjies' (WILP's), in teenstelling met WIMP's.

Die drie bekende geure van neutrino's is die elektron, muon, en tau. Hulle massas verskil effens. Neutrino's wissel tussen die geure terwyl hulle beweeg. Dit is moeilik om 'n presiese boonste grens te bepaal op die kollektiewe gemiddelde massa van die drie neutrino's (of vir een van die drie individueel). As die gemiddelde neutrino-massa byvoorbeeld meer as 50 eV / c 2 was (minder as 10 -5 van die massa van 'n elektron), sou die heelal in duie stort. CMB-data en ander metodes dui aan dat hul gemiddelde massa waarskynlik nie 0,3 eV / c 2 oorskry nie. Gevolglike neutrino's kan dus nie donker materie verklaar nie. [126]

Omdat skommelinge in digtheid van die sterrestelsels gewas word deur vrystroom, beteken dit dat donker donker materiaal die eerste voorwerpe wat kan vorm, reuse-superkluster-grootte pannekoek is, wat dan in sterrestelsels versplinter. Diepveldwaarnemings wys in plaas daarvan dat sterrestelsels eers gevorm het, gevolg deur trosse en superklusters terwyl sterrestelsels saamklonter.

As donker materie uit sub-atoomdeeltjies bestaan, moet miljoene, moontlik miljarde, sulke deeltjies elke sekonde deur die aarde beweeg. [127] [128] Baie eksperimente is daarop gemik om hierdie hipotese te toets. Alhoewel WIMP's gewilde soekkandidate is, [15] soek die Axion Dark Matter Experiment (ADMX) na aksies. 'N Ander kandidaat is swaar deeltjies in die verborge sektor wat slegs met swaartekrag met gewone materie in wisselwerking tree.

Hierdie eksperimente kan in twee klasse verdeel word: direkte opsporing eksperimente, wat soek na die verspreiding van donker materie deeltjies van atoomkerne binne 'n detector en indirekte opsporing, wat die produkte van donker materie deeltjies vernietig of verval soek. [102]

Direkte opsporing Wysig

Eksperimente met direkte opsporing is daarop gemik om lae-energie-terugslag (gewoonlik 'n paar keVs) van kerne waar te neem wat veroorsaak word deur interaksies met deeltjies van donker materie, wat (in teorie) deur die aarde beweeg. Na so 'n terugslag sal die kern energie uitstraal in die vorm van skitterlig of fonone as dit deur sensitiewe opsporingstoestelle beweeg. Om dit effektief te kan doen, is dit van kardinale belang om 'n lae agtergrond te handhaaf, en sulke eksperimente word dus diep onder die grond bedryf om die interferensie van kosmiese strale te verminder. Voorbeelde van ondergrondse laboratoriums met direkte opsporingeksperimente sluit in die Stawell-myn, die Soudan-myn, die SNOLAB-ondergrondse laboratorium in Sudbury, die Gran Sasso National Laboratory, die Canfranc Underground Laboratory, die Boulby Underground Laboratory, die Deep Underground Science and Engineering Laboratory en die China Jinping Underground Laboratory.

Hierdie eksperimente maak meestal gebruik van krioogene of edele vloeistofdetektortegnologieë. Kryogene detektore wat werk by temperature onder 100 mK, bespeur die hitte wat geproduseer word wanneer 'n deeltjie 'n atoom in 'n kristalabsorber soos germanium tref. Edele vloeistofdetektore bespeur skittering wat ontstaan ​​deur 'n deeltjiebotsing in vloeibare xenon of argon.Kryogene detektoreksperimente sluit in: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Edele vloeibare eksperimente sluit in ZEPLIN, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX en LUX, die Groot ondergrondse Xenon-eksperiment. Albei hierdie tegnieke fokus sterk op hul vermoë om agtergronddeeltjies (wat hoofsaaklik elektrone verstrooi) te onderskei van donker materie-deeltjies (wat kerne versprei). Ander eksperimente sluit in EENVOUDIGE en PICASSO.

Tans is daar geen gevestigde bewering van die opsporing van donker materie van 'n direkte opsporing eksperiment nie, wat lei tot sterk boonste perke op die massa en interaksie dwarsdeursnee met die nukleone van sulke donker materie deeltjies. [129] Die DAMA / NaI en meer onlangse DAMA / LIBRA eksperimentele samewerking het 'n jaarlikse modulasie in die tempo van gebeure in hul detektors opgespoor, [130] [131] wat volgens hulle te wyte is aan donker materie. Dit is die gevolg van die verwagting dat as die aarde om die son wentel, die snelheid van die detektor relatief tot die donker materie-stralekrans met 'n klein hoeveelheid sal wissel. Hierdie bewering is tot dusver onbevestig en in stryd met negatiewe resultate van ander eksperimente soos LUX, SuperCDMS [132] en XENON100. [133]

'N Spesiale geval van direkte opsporing eksperimente dek diegene met rigtinggevoeligheid. Dit is 'n soekstrategie wat gebaseer is op die beweging van die sonnestelsel rondom die Galaktiese sentrum. [134] [135] [136] [137] 'n Laedruk-tydprojeksiekamer maak dit moontlik om toegang tot inligting oor terugspoelspore te kry en WIMP-kern kinematika te beperk. WIMP's wat kom uit die rigting waarin die Son beweeg (ongeveer Cygnus), kan dan van die agtergrond geskei word, wat isotroop moet wees. Direksionele donkermaterie-eksperimente sluit in DMTPC, DRIFT, Newage en MIMAC.

Indirekte opsporing Wysig

Indirekte opsporing eksperimente soek na die produkte van die selfvernietiging of verval van deeltjies van donker materie in die buitenste ruimte. In gebiede met 'n hoë digtheid van donker materie (byvoorbeeld die middel van ons sterrestelsel) kan twee donker materie-deeltjies vernietig word om gammastrale of pare van die standaard-deeltjie-deeltjies te produseer. [139] Alternatiewelik, as 'n donker materie-deeltjie onstabiel is, kan dit in Standard Model (of ander) deeltjies verval. Hierdie prosesse kan indirek opgespoor word deur 'n oormaat gammastrale, antiprotone of positrone wat voortspruit uit hoë digtheidsstreke in ons sterrestelsel of ander. [140] 'n Groot probleem wat inherent is aan sulke soektogte, is dat verskillende astrofisiese bronne die sein wat van donker materie verwag word, kan naboots, en daarom is dit waarskynlik dat veelvuldige seine nodig is vir 'n besliste ontdekking. [15] [102]

'N Paar van die donker materie-deeltjies wat deur die son of aarde beweeg, kan atome verstrooi en energie verloor. Dus kan donker materie in die middel van hierdie liggame ophoop, wat die kans op botsing / vernietiging verhoog. Dit kan 'n kenmerkende sein in die vorm van neutrino's met 'n hoë energie lewer. [141] So 'n sein sou 'n sterk indirekte bewys wees van WIMP-donker materie. [15] Hoë-energie neutrino-teleskope soos AMANDA, IceCube en ANTARES soek na hierdie sein. [142] Die opsporing van gravitasiegolwe deur LIGO in September 2015 open die moontlikheid om donker materie op 'n nuwe manier waar te neem, veral as dit in die vorm van oer-swart gate is. [143] [144] [145]

Baie eksperimentele soektogte is onderneem om na so 'n uitstoot van vernietiging of verval van donker materie te soek, waarvan voorbeelde volg. Die Energetic Gamma Ray Experiment Telescope het in 2008 meer gammastrale waargeneem as wat van die Melkweg verwag is, maar wetenskaplikes het tot die gevolgtrekking gekom dat dit waarskynlik te wyte was aan die verkeerde skatting van die sensitiwiteit van die teleskoop. [146]

Die Fermi gammastraal-ruimteteleskoop is op soek na soortgelyke gammastrale. [147] In April 2012 het 'n ontleding van data wat voorheen beskikbaar was uit sy Large Area Telescope-instrument, statistiese bewyse opgelewer van 'n 130 GeV-sein in die gammastraling wat uit die middel van die Melkweg kom. [148] WIMP-vernietiging is gesien as die waarskynlikste verklaring. [149]

By hoër energieë het gammastraal-teleskope op die grond beperk tot die vernietiging van donker materie in dwergvormige sterrestelsels [150] en in sterrestelsels. [151]

Die PAMELA-eksperiment (wat in 2006 van stapel gestuur is) het oortollige positrons opgespoor. Dit kan wees uit die vernietiging van donker materie of van pulse. Geen oortollige antiprotons is waargeneem nie. [152]

In 2013 het die resultate van die Alpha Magnetic Spectrometer op die Internasionale Ruimtestasie aangedui op oormatige kosmiese strale met 'n hoë energie, wat die uitwissing van donker materiaal kan wees. [153] [154] [155] [156] [157] [158]

Collider soek na donker materie

'N Alternatiewe benadering tot die opsporing van donker materie-deeltjies in die natuur is om dit in 'n laboratorium te vervaardig. Eksperimente met die Large Hadron Collider (LHC) kan dalk deeltjies van donker materiaal opspoor wat in botsings van die LHC-protonbalke ontstaan. Omdat 'n donker materie-deeltjie verwaarloosbare interaksies met normale sigbare materie moet hê, kan dit indirek opgespoor word as (groot hoeveelhede) ontbrekende energie en momentum wat die detektors ontsnap, mits ander (nie-weglaatbare) botsingsprodukte opgespoor word. [159] Beperkings op donker materie bestaan ​​ook uit die LEP-eksperiment met behulp van 'n soortgelyke beginsel, maar die interaksie tussen donker materie-deeltjies met elektrone eerder as kwarks. [160] Enige ontdekking van kollider-soektogte moet bevestig word deur ontdekkings in die indirekte of direkte opsporingsektor om te bewys dat die ontdekte deeltjie in werklikheid donker materie is.

Omdat donker materie nog nie finaal geïdentifiseer is nie, het daar baie ander hipoteses na vore gekom wat daarop gemik is om die waarnemingsverskynsels wat donker materie is om te verklaar, te verklaar. Die algemeenste metode is om algemene relatiwiteit te verander. Algemene relatiwiteit is goed getoets op sonnestelselskale, maar die geldigheid daarvan op galaktiese of kosmologiese skale is nie goed bewys nie. 'N Geskikte verandering in die algemene relatiwiteit kan die behoefte aan donker materie moontlik uit die weg ruim. Die bekendste teorieë van hierdie klas is MOND en sy relativistiese veralgemening tensor-vektor-skalêre swaartekrag (TeVeS), [161] f (R) swaartekrag, [162] negatiewe massa, donker vloeistof, [163] [164] [165 ] en entropiese swaartekrag. [166] Alternatiewe teorieë is volop. [167] [168]

'N Probleem met alternatiewe hipoteses is dat waarnemingsbewyse vir donker materie afkomstig is van soveel onafhanklike benaderings (sien die afdeling "waarnemingsbewyse" hierbo). Om enige individuele waarneming te verklaar, is moontlik, maar dit is baie moeilik om dit almal te verduidelik in die afwesigheid van donker materie. Desondanks was daar 'n paar suksesse wat alternatiewe hipoteses betref, soos 'n 2016-toets van gravitasie-lens in entropiese swaartekrag [169] [170] [171] en 'n 2020-meting van 'n unieke MOND-effek. [172] [173]

Die heersende opinie onder die meeste astrofisici is dat hoewel veranderinge aan die algemene relatiwiteit 'n deel van die waarnemingsbewyse denkbaar kan verklaar, daar waarskynlik genoeg data is om af te lei dat daar 'n vorm van donker materie in die Heelal moet wees. [174]

Donker materie word in fiksiewerke genoem. In sulke gevalle word dit gewoonlik buitengewone fisiese of magiese eienskappe toegeskryf. Sulke beskrywings strook dikwels nie met die hipotese-eienskappe van donker materie in fisika en kosmologie nie.


Inleiding

Vinnige radio-sarsies (FRB's) is helder kortstondige tydsduur met millisekondetyd

GHz-frekwensies waarvan die fisiese oorsprong onderhewig is aan intense debat 1,2. Die meeste FRB's is op 'n hoë galaktiese breedtegraad geleë en het abnormale groot verspreidingsmaatreëls (DM's). Toe te skryf DM aan 'n intergalaktiese medium oorsprong, die ooreenstemmende rooi verskuiwings Z is tipies & GT0.8. Tot nou toe is meer as 30 FRB's gepubliseer 3. Een daarvan, FRB 121102, toon 'n herhalende kenmerk 4. Die herhaling van FRB 121102 stel radiointerferometriese waarnemings met 'n hoë resolusie in staat om die sarsies direk af te beeld, wat lei tot die lokalisering van die bron in 'n stervormende sterrestelsel op Z = 0.19273 met sub-boogsekonde akkuraatheid 5. Die kosmologiese oorsprong van die herhalende FRB's word dus bevestig. Vir ander FRB's, alhoewel daar geen gevestigde bewyse gepubliseer is nie, word daar ook sterk voorgestel dat hulle van 'n kosmologiese oorsprong is, as gevolg van hul verspreiding in die lug en hul abnormaal groot waardes van DM's 2. Dit is moontlik dat alle FRB's herhaal, en slegs die helderste is waarneembaar. Aan die ander kant is dit ook moontlik dat herhalende en nie-herhalende FRB's van verskillende stamvaders kan afkomstig wees 6. Dit is interessant dat hierdie kortstondige radiobronne waarskynlik van klein tot groot skaal geleen word, byvoorbeeld deur plasmalense in hul gasheerstelsels 7, swaartekrag-mikrolensering deur 'n geïsoleerde en ekstragalaktiese kompakte voorwerp 8,9 van die massamassa, en sterk gravitasie-lens deur 'n tussenpersoon sterrestelsel 10,11. Hier word slegs gefokus op die moontlikheid van FRB's met 'n sterk swaartekrag en hul toepassings op kosmografie. Daarom, in ons volgende analise, verwys 'lens-FRB's' slegs na die geval dat 'n FRB sterk swaartekragtig word deur 'n tussenliggende sterrestelsel. Vir 'n lensstelsel met die massa donker materie-halo ( sim10 ^ <12> M_ odot h ^ <- 1> ) (h is die Hubble-konstante in eenhede van 100 km s −1 Mpc −1), is die tipiese tydvertraging en hoekskeiding tussen verskillende beelde van lens FRB's ( sim < cal O> ) (10 dae) en in die volgorde boogsekondes onderskeidelik. Hierdie veelvuldige beelde van FRB's met lens kan nie met radiometers teleskope opgelos word nie, aangesien hul tipiese hoekoplossing in die orde van 10 boogmin is. Daarom kan 'n lens-nie-herhalende FRB-bron waargeneem word as 'n herhalende FRB-bron, wat twee tot vier bars toon met onderskeidelike tydvertragings van 'n paar dae. Die DM-waarde en die verspreiding van elke sarsie kan effens of selfs beduidend van mekaar verskil, afhangende van die plasma-eienskappe in verskillende siglyne (LOS). Dit is dus moeilik om die lens-nie-herhalende FRB's te identifiseer. As 'n herhalende FRB egter sterk gelens word deur 'n tussenliggende sterrestelsel, sal 'n reeks beeldmultiplette van dieselfde bron 'n vaste patroon vertoon in hul onderlinge vertragings, wat telkens weer verskyn as ons die herhalende sarsies 11 opspoor. Waarnemings van FRB 121102 in radio en sy eweknie in opties dui aan dat hierdie herhaler nie lens is nie (geen tussenliggende lensstelsel of veelvuldige beelde van die gasheer word waargeneem nie) en die intrinsieke herhaling gebeur lukraak. Daarom sou 'n vaste tydelike patroon wat verband hou met 'n toekomstige herhalende FRB-bron 'n rookgeweerhandtekening wees dat dit sterk lens is. Elke uitbarsting wat deur die bron uitgestraal word, sal deur verskillende paaie reis om met tydvertragings na die waarnemer te reik. As hierdie lensbars gevorm kan word, moet dit in die lug as verskillende beelde voorkom. Hul spektra en ligkrommes kan effens van mekaar verskil as gevolg van verskillende paaie waardeur hulle gereis het, sodat die morfologie van bars dalk nie die belangrikste kenmerk is om FRB's met lens te identifiseer nie. Vir 'n reeks willekeurig gegenereerde herhalings, moet die intrinsieke tydsverskil tussen twee aangrensende sakke dieselfde wees vir alle lensfoto's (twee of vier). Daarom is 'n vaste tydpatroon van al die herhalende sarsies die sterkste bewys vir die identifisering van 'n lens-FRB-stelsel. Sodra 'n opnameteleskoop 'n vaste tydpatroon geregistreer het wat twee of vier keer met 'n vertraging ( sim < cal O> ) herhaal (10 dae), sou 'n mens meer kragtige radioteleskope soos baie groot skikking (VLA) of die toekomstige SKA om meer herhalings waar te neem en verskeie beelde van die sarsies op te los. Intussen kon 'n mens die bron waarneem met behulp van optiese en naby-infrarooi (IR) teleskope om 'n tussenliggende lensstelsel naby die LOS te identifiseer, sowel as die veelvuldige beelde van die gasheerstelsel (Einsteinring of boë) met hoekskeidings in die orde van die boogsekonde. . As die beeldlokasies in beide radio- en optiese (of naby-IR) bande met mekaar ooreenstem, in kombinasie met die vaste herhalingspatroon vir tydvertraging hierbo, kan 'n lens-FRB-stelsel bevestig word en die gasheer en die lensstelsels geïdentifiseer word.

Huidige FRB-waarnemings dui op 'n voldoende hoë FRB-koers van alle hemelruimtes

10 3 –10 4 per dag 2,12. Opkomende opnames soos die digitale agterkant van die Swinburne Universiteit vir Tegnologie vir die Molonglo Observatory Synthesis Telescope array (UTMOST) 13, die Waterstofintensiteit en Real-time Analyse eXperiment (HIRAX) 14, die Kanadese Waterstofintensiteit Mapping Experiment (CHIME) 15, en veral die SKA-projek 16 sal 'n aansienlike fraksie van die lug in kaart bring met 'n opsporingstempo van FRB's van & gt100 per dag 17. Vir 'n FRB wat by Z & gt 1, is die waarskynlikheid dat dit sterk gelens word

'n paar × 10 −4 18. As gevolg hiervan sal toekomstige radioopnames, soos SKA, die vermoë hê om FRB's met sterk lens per jaar 9,10,11 te ontdek. Volgens die huidige data is minstens 3% (1/30) waargeneem FRB's herhalende FRB's. Met 'n konserwatiewe skatting,

Daar word verwag dat 10 herhalende FRB's met sterk lens sal ophoop binne & lt30 jaar met die werking van SKA.

10 −9) tussen die korte duur van elke sarsie ( sim < cal O> ) (ms) en die tipiese vertragingstyd van die melkweglens ( sim < cal O> ) (10 dae), tyd vertragings tussen beelde van hierdie stelsels kan met groot presisie gemeet word. As gevolg van oorweldigend akkurate lokalisering van lens-FRB-beelde van diep VLA-waarnemings (of toekomstige SKA-waarnemings) en skoon hoëresolusie-beelde van die gasheerstelsel sonder 'n skitterende aktiewe galaktiese kern (AGN), kan die massaprofiel van die lens ook wees met hoë presisie geskoei. Daarom stel ons voor dat FRB-stelsels met 'n lens 'n kragtige sonde kan wees om kosmologie te bestudeer. Lensteorie voorspel dat die verskil in aankomstyd tussen beeld A en beeld B, dit wil sê die "tydvertraging" ΔτAB, word uitgedruk as


Is Fermat se beginsel van toepassing binne 'n gegewe beeld van 'n meervoudige-beeldende gravitasielens? - Sterrekunde

Die CDM-model (koue donker materie) is gebaseer op die hipotese dat 'n beduidende fraksie (ongeveer 23 & # x25 [1]) van die energie-inhoud van die heelal bestaan ​​uit nie-baroniese deeltjies, wat hoofsaaklik deur swaartekrag in wisselwerking tree en beweeg het met nie-relatiwiteit. snelhede sedert die vroegste tydperke van struktuurvorming. Alhoewel hierdie scenario baie suksesvol was om die vorming van grootskaalse strukture in die heelal (sterrestelsels, sterrestelsels en sterrestelsels) te verklaar, is die voorspellings daarvan op subgalaktiese skale nog nie waarnemend bevestig nie. Inteendeel, daar is ten minste twee kenmerke van huidige CDM-simulasies wat blykbaar in stryd is met empiriese gegewens: die bestaan ​​van hoëdigtheidsknope in die middelpunte van donker materiehalo's, en 'n ryk spektrum van onderstrukture binne elke stralekrans. Daar is egter geen konsensus oor hoe ernstig hierdie probleme regtig vir die CDM-paradigma is nie.

Massiewe CDM-halo's word hiërargies van kleiner halo's saamgestel. Aangesien hierdie subeenhede in die potensiële put van groter stralekrans val, ly hulle die getystroop van materiaal wat beland in die gladde donkerstofkomponent van die stralekrans wat hulle ingesluk het. Aangesien dit 'n proses is wat enkele miljarde jare kan neem om te voltooi, oorleef baie van hierdie kleiner halo's tydelik in die vorm van subhalo's (ook bekend as halo-onderstrukture of subklompe) binne die groter halo. Volgens huidige simulasies moet ongeveer 10 & # x25 van die virusmassa van 'n Melkweg-grootte CDM-stralekrans in die vorm van subhalo's in die huidige tydvak wees [2, 3]. Naïef kan 'n mens verwag dat dwerg sterrestelsels in hierdie lae massa hale sal vorm voordat dit saamsmelt, wat sal lei tot groot getalle satelliet sterrestelsels binne die CDM-stralekrans van elke groot sterrestelsel. 'N Lang probleem met hierdie prentjie is dat die aantal subhalo's wat deur simulasies voorspel word, die aantal dwerg sterrestelsels wat in die omgewing van groot sterrestelsels soos die Melkweg en Andromeda [4, 5] gesien word, oorskry. Dit het bekend geword as die & # x201cmissing satellietprobleem. & # X201d 'n Soortgelyke gebrek aan dwergstelsels in vergelyking met die aantal voorspelde donker stralekrans is ook duidelik binne groepstowwe donker materie-stralekrans [6]. Terwyl die meeste studies gefokus het op die verskil tussen die aantal subhalo's en waargenome satellietstelsels, bly die verskil ook in die veldpopulasie. In sekere sin is die ontbrekende satelliete net een aspek van 'n meer algemene probleem en die wanverhouding tussen die lae-massa-einde van die donker materie-massafunksie en die helderheidsfunksie van dwergstelsels [7].

'N Aantal moontlike oplossings vir die ontbrekende satellietprobleem is in die literatuur voorgestel. Dit kan in drie verskillende kategorieë gesorteer word, afhangende van hoe hulle voorstel om die vraag te beantwoord & # x201c Bestaan ​​daar subhalo's in die getalle wat deur CDM-simulasies voorspel word? & # X201d

Geen . In die eerste kategorie vind ons wysigings van die eienskappe van donker materie wat daartoe bydra om die aantal halos en subhalo's met 'n lae massa te verminder, insluitend warm donker materie [8], selfinteraksie donker materie [9], vaag donker materie [10 ], en donker materie in die vorm van superWIMP's [11], maar ook inflasie-modelle wat die vereiste afsnyding in die skommelingspektrum van die oerdigtheid veroorsaak [12].

Ja. Hier vind ons prosesse om stervorming in halo’s met lae massa [13 & # x2013 17] te inhibeer en waarnemingsvooroordele wat die gevolglike & # x201cdonker sterrestelsels & # x201d [7, 18] buite die bereik van huidige opnames [19 & # x2013 23]. Alhoewel hierdie meganismes moontlik die ontbrekende satellietprobleem, soos dit oorspronklik gedefinieër is, kan oplos, beteken oplossings van hierdie tipe dat 'n groot populasie CDM-subhalo's met 'n lae massa (wat baie flou sterre bevolkings of glad nie huisves nie) nog op die ontdekking wag.

Ja, maar nie in ons omgewing nie. Die finale moontlikheid is dat die groot halo-tot-halo-verstrooiing in subhalo-massafraksie die Melkweg en Andromeda moontlik binne CDM-halo's met ongewone min subhalo's laat sit het in vergelyking met die kosmiese gemiddelde [24, 25]. Dit sou impliseer dat 'n groot aantal CDM-subhalo's (helder of donker) op die ontdekking in die omgewing van sterre sterrestelsels wag.

Gravitasie-lens kan 'n belangrike rol speel in die strewe om vas te stel watter van hierdie verskillende oplossings die regte oplossing is. As subhalo's wel bestaan, kan lensing in beginsel gebruik word om selfs diegene wat te flou is om op ander maniere waargeneem te word, op te spoor. As daar nie subhalo's bestaan ​​nie, kan die afwesigheid van subhalo-geïnduseerde lenseffekte ons dit kan vertel. Die doel van hierdie referaat is om te verduidelik hoe dit bereik kan word en om op die moontlike slaggate te wys. Die materiaal sal beskryf word op 'n verstaanbare vlak selfs vir beginnende PhD-studente, met die fokus op die geheelbeeld eerder as die berekeningsbesonderhede van lenswerk.

In Afdeling 2 hersien ons die eienskappe van die CDM subhalo populasie, soos afgelei deur huidige N-liggaam simulasies.Afdeling 3 gee 'n uiteensetting van die vier verwagte effekte van lensing deur CDM-subhalo's en anomalieë van die stroomverhouding, astrometriese effekte, kleinskaalse beeldvervorming en tydsvertragingseffekte, wat vervolgens in meer besonderhede in Afdeling 4 en # x2013 7 bespreek word. 'N Aantal oop vrae en toekomstige vooruitsigte word in Afdeling 8 bespreek.

2. Die eienskappe van koue donker materie-subhalo's

N-liggaamsimulasies dui aan dat die subhalo's binne 'n sterrestelsel-grootte CDM-stralingspunt 'n massa-funksie van die tipe volg:

(1) d N d M sub & # x221d M sub - & # x3b1, met & # x3b1 & # x2248 1.9 [2, 26], alhoewel met nie-vergelykbare halo-tot-halo-verstrooiing aan die hoë-massa-einde (M sub & # x2273 5 & # xd7 1 0 8 & # x2009 M & # x2299) [2, 25]. Huidige simulasies van hele sterrestelsels-grootte donker materie-halo's kan subhalo's met massas tot by M sub & # x7e 1 0 5 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299 oplos, maar die massafunksie kan heelwaarts strek tot die afsnyding in die digtheidskommelingsspektrum, wat bepaal word deur die gedetailleerde eienskappe van die CDM-deeltjies. Vir baie soorte WIMP's (byvoorbeeld neutralinos) lê hierdie afsnyding op & # x7e 1 0 - 6 & # x2009 M & # x2299 [27 & # x2013 32], maar ander CDM-kandidate kan hierdie afkappingsmassa aansienlik verander. Asia's kan byvoorbeeld die bestaan ​​van halo's met massas so laag as 1 0 - 12 & # x2009 M & # x2299 [33]) toelaat, terwyl baie min halo's met massas onder 1 0 4 - 1 0 7 & # x2009 M is. & # x2299 word verwag in die geval van MeV massa donker materie [34]. Die totale massa vervat in opgeloste subhalo's (dws, M sub & # x2273 1 0 5 & # x2009 M & # x2299) binne 'n sterrestelsel-grootte CDM-halo, kom neer op 'n subhalo massafraksie rondom f sub & # x2248 0.1, en ekstrapoleer die massafunksie wat deur (1) teenoor laer massas gegee word, verhoog dit nie veel nie [2].

Aangesien subhalo's makliker in die sentrale streke van hul ouerhalo onderbreek word, is die subhalo populasie geneig om minder sentraal te wees as die gladde CDM komponent. Die ruimtelike verdeling van subhalo's binne r 200, die radius waarteen die digtheid van die halo onder 200 keer die kritieke digtheid van die heelal daal, kan beskryf word deur [35]

(2) N (& # x3c x) = N (& # x3c r 200) 12 x 3 1 + 11 x 2, waar x = r / r 200 en N die aantal subhalo's binne 'n spesifieke radius aandui. Daar moet op gelet word dat hierdie resultaat slegs op CDM-simulasies gebaseer is, en dat die teenwoordigheid van barione in die subhalo's hulle meer bestand kan maak teen die ontwrigting van getye, en sodoende hul getaldigthede in die binneste streke van hul ouerhalo's kan verhoog [36]. Sommige simulasies van tros-massahalo's het aangedui dat die ruimtelike verspreiding van subhalo's 'n funksie van subhalomassa kan wees, in die sin dat subhalo's met 'n groot massa geneig sal wees om die sentrale streke meer te vermy as laemassa's [37, 38], maar dit is nie bevestig deur die nuutste simulasies van sterrestelsels nie (2, 39).

Alhoewel die term subhalo tipies gebruik word om klonte binne die viriale radius (of, alternatiewelik, r 200) van 'n groot CDM-stralekrans aan te dui, is daar ook 'n groot aantal klompe met lae massa net buite hierdie limiet [39, 40] . Sommige hiervan was voorheen bona fide-subhalo's, en ander sal waarskynlik binnekort die virusstraal binnedring. Sulke voorwerpe kan deur projeksie naby siglyne lyk wat deur die middelpunte van groot sterrestelsels beweeg en kan dus belangrik wees in sekere lenssituasies.

Die interne struktuur van subhalo's is steeds 'n saak van baie debat. Aangesien halome met 'n lae massa gewas word deur meer massiewe en subhalo's word, vind daar aansienlike massaverlies plaas, verkieslik uit hul buitenste streke. Die vorm van die buitenste deel van die subhalo-digtheidsprofiel kan dus ernstig beïnvloed word deur stroop, terwyl die binneprofiel min of meer ongeskonde gelaat word. In baie lensstudies word CDM-subhalo's as enkelvoudige isotermiese sfere (SIS) of selfs puntmassa beskou. Dit is hoofsaaklik vir die eenvoud en die lens-eienskappe van sulke voorwerpe is bekend, maar nie waarnemings, teorieë of simulasies bevoordeel modelle van hierdie tipe vir die subhalo's wat CDM voorspel nie (sien [41] vir verwysings).

'N SIS het 'n digtheidsprofiel gegee deur,

(3) & # x3c1 SIS = & # x3c3 v 2 2 & # x3c0 G r 2, waar & # x3c3 v die sigslyndispersie is. Hierdie model blyk suksesvol te wees vir die massiewe sterrestelsels wat verantwoordelik is vir sterk lens (sien Afdeling 3.1) op boogsekonde [42, 43]. Die SIS-digtheidsprofiel het 'n steil binneste helling (& # x3c1 & # x221d r & # x3b2 met & # x3b2 = - 2), wat in die geval van massiewe sterrestelsels vermoedelik te wyte is aan die stralende barione wat in hul binnestreek woon. . Hierdie baryoniese komponent dra wesenlik by tot die algehele massadigtheid in die middel, en die vorming daarvan oor kosmologiese tydskale kan ook veroorsaak het dat die CDM-stralekrans self saamtrek en sodoende die binneste helling van sy digtheidsprofiel verskerp [44 & # x2013 47].

CDM-halo's met 'n lae massa wat nooit soveel sterre gevorm het nie, het waarskynlik nie die digtheidsprofiele so steil nie. In plaas daarvan moet hulle lyk soos die halo-digtheidsprofiele wat afgelei is van slegs CDM-simulasies. Die NFW-digtheidsprofiel [48], met 'n binneste helling van & # x3b2 = - 1, dien al 'n aantal jare as die standaarddigtheidsprofiel vir CDM-halo's, en word gegee deur

(4) & # x3c1 NFW (r) = & # x3c1 i (r / r S) (1 + r / r S) 2, waar r S die karakteristieke skaalstraal van die halo is en & # x3c1 i verwant is tot die digtheid van die heelal tydens die ineenstorting. Wysigings van hierdie formule is nodig sodra halo's subhalo's word en getyd gestroop word. Pogings om die effekte van hierdie massaverlies op hul digtheidsprofiel te kwantifiseer, is deur Hayashi et al. [49] en Kazantzidis et al. [50].

Daar bestaan ​​egter kontroversie oor die vraag of die NFW-profiel die beste weergawe van CDM-halo's (en gevolglik van subhalo's voor stripping) gee. Gebaseer op onlangse hoëresolusie-simulasies, het sommige gepleit vir 'n effens steiler binneste helling (& # x3b2 & # x2248 - 1.2 sien [51]) met beduidende halo-tot-halo-variasies, terwyl ander 'n veel vlakker binneste helling verkies [ 2, 52 & # x2013 54]. Die binneste digtheidprofiele so steil soos dié van die SIS-model (3) word egter eenparig uitgesluit. Alhoewel die interne struktuur van subhalo's in sekere lenssituasies relatief onbelangrik kan wees, kan dit van kardinale belang in ander wees [55]. Vir lenstoetse wat sensitief is vir die presiese helling van die binnedigtheidsprofiel van subhalo's [41], kan die subhalo-na-subhalo-verspreiding in hierdie hoeveelheid ook baie belangrik wees.

3. Swaartekraglens deur Subhalos van Cold Dark Matter

Die meerderheid metodes wat daarop gemik is om CDM-subhalo's deur gravitasielensing te ondersoek, fokus op die opsporing van subhalo's buite die plaaslike groep (gewoonlik by rooi verskuiwings z & # x2248 0.5 - 1.0). Alhoewel die subhalo's wat in die donker materie-stralekrans van die Melkweg sit, ook tot lensvorming sal lei, sal hierdie effekte baie moeilik wees om op te spoor en van ander verskynsels te skei. Daar is voorgestel dat CDM-subhalo's rondom die Melkweg waarneembaar kan wees deur die swaartekragvertraging wat hulle op millisekonde-pulse plaas [56, 57], maar die tydskale en waarskynlikheid vir sulke gebeurtenisse dui aan dat dit slegs lewensvatbaar is vir die baie lae- massa-einde van die subhalo-massafunksie (M & # x3c 1 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299). Hierna sal ons dus fokus op die lensingsituasies wat relevant is vir subhalo's op kosmologiese afstande.

3.1. Sterk en swak lense

Gravitasie-lenseffekte kan in twee regimes verdeel word, sterk en swak lens, afhangende van die vlak van beeldvervorming. Sterk lens kan voorkom as die oppervlakmassa-digtheid langs 'n gegewe siglyn 'n sekere (rooiverskuiwingsafhanklike) kritieke waarde oorskry en geassosieer word met groot vergrotings, veelvuldige beelde, boë en ringe in die lensvlak. In die praktyk is sterk lenswerk geneig om plaas te vind wanneer die siglyn van die waarnemer tot by die bron baie naby die middelpunt van 'n sterrestelsel of 'n sterrestelselkluster lê, aangesien daar net voldoende oppervlakmassa-digthede is. Swak lense kom voor in streke met subkritiese oppervlakmassadigtheid en in die praktyk wanneer die lens verder weg van die siglyn geleë is en gee aanleiding tot klein vergrotings en ligte beeldvervorming. Die twee situasies word skematies in Figuur 1 geïllustreer.

Swak en sterk lens. (a) Swak lenswerk vind plaas wanneer die lens (hier geïllustreer deur 'n grys elliptiese sterrestelsel, omring deur 'n donker materie-stralekrans wat tot by die buitenste sirkel strek) relatief ver van die siglyn tussen die waarnemer (oog) en die agtergrondligbron lê (ster). In hierdie geval, waar die siglyn die sentrale sterrestelsel mis, word slegs een beeld geproduseer, onderhewig aan ligte vergroting en vervorming. Die handtekeninge hiervan is slegs in statistiese sin te bespeur deur die effekte op die swak lens op 'n groot aantal agtergrondligbronne te bestudeer. (b) Sterk lens kan voorkom as die digte sentrale gebied van die lensstelsel goed in lyn is met die siglyn. Die lig van die agtergrondligbron kan dan die waarnemer langs verskillende paaie bereik, wat ooreenstem met afsonderlike beelde in die lug. Hierdie saak word ook geassosieer met groot vergrotings en sterk beeldvervorming. Die hoekafbuiging in hierdie figuur, soos in alle daaropvolgende, is vir die duidelikheid baie oordrewe.

Oor die algemeen is swak lensing baie algemeen in die kosmos (op 'n sekere vlak word elke ligbron beïnvloed), maar onopsigtelik en kan dit slegs statisties opgespoor word deur 'n groot aantal lensbronne te bestudeer. Sterk lenseffekte, aan die ander kant, is skaars, maar dramaties, en kan maklik in individuele bronne gesien word. Alle gepubliseerde strategieë vir die opsporing van CDM-subhalo's (in die massa-reeks wat relevant is vir die ontbrekende satellietprobleem) deur lensing, behoort tot die kategorie sterk lens.

3.2. Macrolensing en Millilensing

Sterk lenswerk kan verder in subkategorieë verdeel word, afhangende van die tipiese hoekskeiding van die veelvuldige beelde: makrolensering (& # x2273 0.1 boogsekondes), millilensing (& # x7e 1 0 - 3 boogsekondes), mikrolensering (& # x7e 1 0 - 6 boogsekondes), nanolensing (& # x7e 1 0 - 9 boogsekondes), ensovoorts. Wanneer groot sterrestelsels (M & # x7e 1 0 12 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299) verantwoordelik is vir die lens, val die beeldskeiding gewoonlik in die makrolensbereik, terwyl individuele sterre in die sonmassa beeld gee skeidings in die mikrolensregime. Aangesien alle voorwerpe met veelvoudige beelde as gevolg van gravitasie-lense beeldskeidings van & # x2273 0,1 boogsekondes het, word die term sterk lensing dikwels sinoniem met makrolensering gebruik. Daar word geskat dat lense deur voorwerpe van dwerg-sterrestelselmassas (& # x7e 1 0 6 - 1 0 10 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299), soos die CDM-subhalo's relevant vir die ontbrekende satellietprobleem, is aanleiding gee tot millilensering, alhoewel die presiese beeldskeiding afhang van die interne struktuur van sulke voorwerpe. In hierdie referaat gebruik ons ​​die term millilensing vir alle lenseffekte wat verband hou met subhalo's van dwerg-sterrestelsel, ongeag of daar verskeie beelde gemaak word of nie. Die term mesolensing word soms ook gebruik om hierdie tipe lensing aan te dui (met hoekskale tussen microlensing en macrolensing), maar aangesien hierdie woord ook 'n alternatiewe betekenis het in die gravitasie-lensliteratuur [58], sal ons dit hier vermy.

3.3. Geskikte ligbronne

In beginsel kan enige verligte bron deur subhalo's langs die siglyn beïnvloed word. Die situasie word skematies in Figuur 2 (a) geïllustreer. 'N Willekeurige siglyn na 'n ligbron buite die plaaslike volume beweeg binne die viriale radius van talle sterrestelsel-grootte CDM-halo's [59] en kan dus subhalo's oral in die siglyn kruis. Die waarskynlikheid om 'n subhalo te tref, is egter redelik klein in hierdie situasie, en siglyne van hierdie soort kan ook deur veldhalo's met 'n lae massa (dit wil sê die stamvaders van subhalo's) gaan [60 & # x2013 63]. Dit sal dus moeilik wees om te onderskei tussen die lenseffekte wat hierdie twee soorte lense lewer. Alhoewel die lae-massa-einde van die veldhalo-populasie op sy eie baie interessant kan wees, word lenswerk deur sulke voorwerpe meer dikwels beskou as 'n ongewenste & # x201cachtergrond & # x201d as u probeer om die ontbrekende satellietprobleem aan te spreek soos dit tans omskryf word. Dit kan ook moeilik wees om ingewikkelde intrinsieke bronstruktuur te onderskei van ekstrinsieke vervormings as gevolg van lensing (deur subhalo's of veldhalo's met 'n lae massa).

Macrolensed en enkel beelde bronne. (a) Die siglyn na 'n verre ligbron gaan deur baie donker materiehalo's met subhalo's, maar te ver van die digte sterrestelsels in die sentrums van halo's om makrolensering te vind. 'N Subhalo in een van hierdie halo's sny toevallig die siglyn en kan dus millilenseringseffekte in 'n enkelbeeldbron lewer. (b) Een van die stralings lê toevallig presies op die lyn van sig en verdeel sodoende die agtergrondligbron in aparte makrofoto's. Verder lê een van die subhalo's in die hooflens op die siglyn in die rigting van een van die makrofoto's, wat millilenseringseffekte in hierdie makrobeeld oplewer.

In plaas daarvan was die belangrikste teikens vir pogings om die CDM-subhalo-populasie met behulp van lensing te beperk tot dusver bronne waarvan reeds bekend is dat dit makrolensies is (sien Figuur 2 (b)), wat in die praktyk beteken om die vermenigvuldigde kwasars of sterrestelsels waargeneem in boë te waarneem. of Einstein lui. Sodoende kies 'n mens 'n siglyn waar jy weet dat daar 'n massiewe donker materie-stralekrans (en sogenaamd subhalo's) langs die siglyn is. Of 'n mens verskillende duidelike, puntagtige beelde of langwerpige boë sien wat die vorm van 'n Einstein-ring nader, hang veral af van die brongrootte: puntagtige bronne (kwasars in die optiese, maar moontlik ook supernovas, gammastralings, en hul nasleep) gee duidelike beelde, terwyl uitgebreide bronne (sterrestelsels) boë en ringe veroorsaak (sien Figuur 3). Die sterk vergroting wat deur die makrolens (groot voorgrondstelsel en donker stralekrans) geproduseer word, verhoog die waarskynlikheid vir lens deur die subhalo en vergroot gewoonlik die waarneembare gevolge van sulke sekondêre lense. In die geval van veelvuldige beelde kan millilensering deur subhalo's onderskei word van intrinsieke bronkenmerke, aangesien enige struktuur wat intrinsiek is aan die bron in alle makro-afbeeldings gedruk moet word, terwyl millilenseringseffekte uniek is vir elke beeld. Verbygaande ligbronne soos supernovas of gammastraalbarstings kan in beginsel ook hiervoor gebruik word, maar tot dusver is geen makrolensie-bronne van hierdie tipe opgespoor nie.

Klein en groot bronne. (a) 'n Sterrestelsel omring deur 'n donker materie-stralekring lewer veelvuldige beelde van 'n klein agtergrondligbron (bv. 'n optiese kwasar). (b) Vir 'n groter agtergrondbron (bv. 'n sterrestelsel of 'n radio-harde kwasar), kan die makrofoto's in boë of selfs 'n volledige Einstein-ring gerek word.

Lensing deur subhalo's kan aanleiding gee tot 'n aantal waarneembare effekte, wat ons in die volgende afdelings beskryf: afwykings van die vloedverhouding, astrometriese effekte, kleinskaalse struktuur in makrofoto's en tydvertragingseffekte. In die volgende sal ons fokus op subhalo's in die massareeks van bolvormige trosse tot dwergstelsels (& # x7e 1 0 5 - 1 0 10 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299), aangesien huidige voorspellings aandui. dat subhalo's teen laer massas baie moeilik kan opspoor deur middel van lenseffekte.

Daar is redelik vroeg opgemerk dat eenvoudige gladde modelle van sterrestelsellense gewoonlik goed by die beeldposisies van makrolensstelsels pas, terwyl die vergrotings van die makro-foto's moeiliker is om te verklaar [64]. Om te sien hoe dit werk, is 'n bietjie eenvoudige lensteorie nodig.

Daar word verwag dat spesifieke verhoudings van toepassing sal wees op die vergrotings van makrobeelde naby mekaar en 'n kritieke lyn. Formeel is kritiese lyne die krommes in die lensvlak waar die vergroting neig tot oneindig. As kritiese kurwes in die bronvlak gekarteer word, word 'n stel bytende kurwes verkry. Hierdie afsonderlike streke in die bronvlak wat aanleiding gee tot verskillende getalle beelde (sien Figuur 4). Die gladde gedeeltes van 'n bytende kurwe word voue genoem, terwyl die punte waar twee voue bymekaar kom, as knoppies genoem word. Vir 'n agtergrondbron wat naby 'n vou (Figuur 4 (a)) of 'n punt (Figuur 4 (b)) in die vorm van 'n gladde lens is, sal daar onderskeidelik twee nabybeelde naby die kritieke lyn gemaak word in die lensvlak. As die bron in die middel van die bytende middel geplaas word, sal die makro-beeld 'n kruiskonfigurasie vorm (Figuur 4 (c)).

Verskillende konfigurasies van 'n vierbeeldlens: (a) Vou, (b) Cusp en (c) Kruis. Die boonste ry toon die bytings en posisie van die bron (ster) in die bronvlak. Die soliede lyn dui die binneste bytende middel aan en die stippellyn die buitenste bytende. 'N Bron geposisioneer binne die binneste bytende produk produseer vyf beelde 'n Bron wat tussen die binneste en buitenste bytende stof geproduseer word, lewer drie beelde, terwyl 'n bron wat buite die buitenste bytende is geposisioneer, nie vermenigvuldig kan word nie. In die geval van veelvuldige beelde word een van die beelde gewoonlik sterk gedemagnifiseer, sodat slegs vier- en tweebeeldlensstelsels onderskeidelik waargeneem word. Die onderste ry toon die ooreenstemmende kritieke lyne en resulterende waarneembare beelde in die lensvlak. Die binneste bytende kaarte op die buitenste kritieke lyn en omgekeerd. 'N Hegte paar (A, B) en 'n noue drieling (A, B, C) word onderskeidelik in die vou- (a) en cusp (b) -konfigurasies vervaardig.

Alle makro-beelde kan voorts beskryf word as positiewe pariteit (wat beteken dat die beeld dieselfde oriëntasie as die bron het) of negatiewe pariteit (die beeld word in een dimensie relatief tot die bron gespieël). Wanneer die beeldpariteit in ag geneem word en negatiewe vergrotings aan negatiewe pariteitsbeelde toegeken word, moet die som van die vergrotings van die nabye foto's nul wees [65 & # x2013 67]. Die volgende verhoudings moet dan geld vir die vloeistofverhouding R van 'n voukonfigurasie:

(5) R vou = | & # x3bc A | - | & # x3bc B | | & # x3bc A | + | & # x3bc B | & # x02192 0, wanneer die skeiding tussen die nabye beelde (A en B in Figuur 4 (a)) asimptoties klein is [68]. Hier stel & # x3bc die vergroting van 'n spesifieke beeld voor. Vir die cusp-konfigurasie (Figuur 4 (b)) is die ooreenstemmende verhouding

(6) R cusp = | & # x3bc A | - | & # x3bc B | + | & # x3bc C | | & # x3bc A | + | & # x3bc B | + | & # x3bc C | & # x02192 0.

Die meeste lensstelsels wat waargeneem word, oortree egter hierdie verhoudings. Dit is geïnterpreteer as 'n bewys van kleinskaalse struktuur in die lens op ongeveer die skaal van die beeldskeidings tussen die noue beelde. Vergrotings van individuele makrofoto's as gevolg van millilensing deur subhalo's sou inderdaad daartoe lei dat die waardes vir R-vou en R-cusp redelik onafhanklik van die vorm van die res van die lens van nul verskil [69 & # x2013 76].

'N Opvallende probleem met hierdie prentjie is dat beide semianalitiese struktuurvormingsmodelle en CDM-simulasies met 'n hoë resolusie nie in staat is om die waargenome afwykings van die stroomverhouding weer te gee nie, aangesien die oppervlakmassa-digtheid in die onderbou laer is as wat vereis word [45, 77 & # x2013 80].

4.1. Komplikasies: voortplantingseffekte en mikrolensering

Verskeie alternatiewe redes vir die waargenome vloedafwykings is bespreek, soos voortplantingseffekte soos absorpsie, verstrooiing of skittering in die interstellêre medium van die lens [81] en mikrolensering deur sterre in die lensstelsel [82]. Aangesien sommige bronne, soos kwasars, intrinsieke vloedvariasies op verskillende tydskale kan vertoon, kan die vloedverhoudings ook moeilik wees om te interpreteer as die tydsvertraging tussen die makro-afbeeldings (sien Afdeling 7) nie bekend is nie.

Die relevansie van voortplantingseffekte kan getoets word deur aanvullende waarnemings van vloedverhoudings by verskillende golflengtes, aangesien vloedverliese as gevolg van sulke meganismes moet funksioneer as 'n funksie van golflengte. Mikrolensering deur sterre kan gekontroleer word vir die gebruik van langtermynmonitering, aangesien hierdie soort lensverloop verby is en na verwagting ekstrinsieke wisselvalligheid in die volgorde van maande sal veroorsaak. Millilensing deur halo-onderbou kan daarenteen as stilstaande behandel word [70]. Uitgebreide bronne (bv. Kwasars op middel-infrarooi en radiogolflengtes) moet ook baie minder beïnvloed word deur mikrolensering as klein puntagtige bronne (kwasars in die optiese en op X-straal golflengtes). Alhoewel daar dikwels aanvaar word dat radiowaarnemings van kwasars in wese microlensing-vry is, moet 'n mate van omsigtigheid opgevolg word, aangesien die korttermyn-microlensing-wisselvalligheid moontlik is in die spesiale geval van 'n relativistiese radiostraal wat naby die siglyn gerig is. Hierdie verskynsel is in minstens een vermenigvuldigde beeldstelsel opgemerk [83].

Mid-infrarooi-opname van lense is aantreklik, aangesien die vloed op sulke golflengtes vry moet wees van verskille in uitwissing tussen die makro-afbeeldings, en dat dit vry is van mikrolensering deur sterre as gevolg van die uitgebreide brongrootte. Sulke waarnemings kan dus gebruik word om sommige van die alternatiewe oorsake van afwykings in die vloedverhouding te toets. Onlangse studies het hierdie tegniek gebruik om verskeie makrolensiese kwasars met bekende afwykings van afwykings in die optiese [84 & # x2013 87] te ondersoek. Die middel-infrarooi stroomverhoudings van ongeveer die helfte van hierdie stelsels kan met gladde lensmodelle toegerus word, wat beteken dat slegs die oorblywende helfte van hierdie afwykings te wyte is aan millilensering deur onderstrukture.

Daar is ook ander waarnemingskenmerke wat argumenteer vir onderstrukture as die oorsaak van (ten minste sommige) afwykings in die vloedverhouding. Negatiewe pariteitsbeelde (sogenaamde saalbeelde, byvoorbeeld die middelbeeld (B) van die noue drieling in Figuur 4 (b)) is dikwels flouer as wat deur gladde lensmodelle voorspel word. Dit word van millilensing verwag, aangesien die vergrotingstoornisse wat veroorsaak word deur lensondersteuning van die struktuur afhang van die beeldpariteit [75, 76, 82, 88]. Daarenteen kan sulke afwykings nie toegeskryf word aan voortplantingseffekte nie, aangesien dit statisties alle soorte beelde soortgelyk moet beïnvloed, ongeag hul pariteit. Of die lense te danke is aan lig- of donker onderbou, is egter 'n ander saak.

4.2. Ligonderstrukture

In baie van die lensstelsels met bekende afwykings in die vloeistofverhouding is ligstrukture geïdentifiseer. As sulke strukture in die lensmodel opgeneem word, kan dit die aanpassing van waarnemings aansienlik verbeter. Een voorbeeld van so 'n lensstelsel is die radio-luide viervoudige kwasar B2045 + 265 [89] wat een van die mees ekstreme abnormale stroomverhoudings toon wat bekend is. Onlangse diepbeelding van hierdie stelsel het die aanwesigheid van 'n klein satellietstelsel aan die lig gebring wat glo die afwyking van die vloeistofverhouding [90] kan veroorsaak. Byna die helfte van die lense wat in die Cosmic Lens All-Sky Survey (CLASS) opgespoor word, vertoon ook helder satellietstelsels binne enkele kpc van die primêre lensstelsel [80].

Onlangs is daar studies gekombineer wat die resultate van simulasies en halfanalitiese modelle van sterrestelselvorming kombineer om te ondersoek of ligter dwergstelsels die frekwensie van die waargenome afwykings van die stroomverhouding kan verklaar [91, 92]. Hulle vind dat die fraksie van ligsatelliete in groepgrootte-stralings ongeveer ooreenstem met die waarnemingsdata binne 'n faktor van twee, terwyl die resultate vir sterrestelselgrootte-stralings te laag lyk om die frekwensie van ligsatelliete binne die waargenome stelsels te verklaar. Die lenseffek van hierdie helder dwergstelsels is ook onduidelik, aangesien die meeste satelliete wat in die binneste streke van groter sterrestelsels aangetref word, na verwagting sterrestelsels van donker materiaal sal wees. Om dit verder te ondersoek, is simptome met 'n hoër resolusie nodig wat 'n realistiese behandeling van die gasprosesse behels. Moontlike verklarings vir die verskil tussen die verwagte en waargenome fraksie van ligsatelliete sluit in dwergstelsels elders langs die siglyn wat verkeerdelik as die lensstoornis geïdentifiseer word [62]. Ligonderstrukture kan boonop doeltreffender wees om afwykings in die vloedverhouding te produseer, aangesien dit waarskynlik digter sal wees as donker onderstrukture as gevolg van barionverkoeling en kondensasie [92].

Projeksie-effekte is potensieel ook belangrik vir afwykings in die vloedverhouding wat veroorsaak word deur heeltemal donker onderstrukture, aangesien 'n groot hoeveelheid siglynstrukture verwag word. Alhoewel daardie strukture minder effektief is as onderstrukture in die lensstelsel om vergrotingsstoornisse te bewerkstellig, kan die algehele effek van siglyn-polle beduidend wees [60, 62, 63, 93].

In makrolensstelsels kan die teenwoordigheid van 'n halo-onderbou die hoekafbuiging wat deur die lensstelsel veroorsaak word, versteur en daardeur die posisie van makrobeeldings op waarneembare vlakke, sogenaamde astrometriese versteurings, plaas (sien Figuur 5).

Astrometriese versteurings. (a) Een van die veelvoudige siglyne na 'n verre ligbron gaan deur 'n donker subhalo. (b) Die beelde van die makrolensbron word waargeneem op die posisies van die grys bronsimbole. Modellering van die lensstelsel met 'n gladde lenspotensiaal voorspel die posisie van die boonste beeld by die witbronsimbool. Die subhalo naby die siglyn van die beeld veroorsaak 'n afbuiging in die orde van enkele tientalle miljard-sekondes.

Hierdie metode om subhalo's op te spoor, het die voordeel dat dit relatief onaangeraak word deur voortplantingseffekte (absorpsie, verstrooiing of skittering deur die interstellêre medium) wat vloeistofverhoudingsmetings kan besoedel. Aangesien die astrometriese versteuring 'n steiler funksie van subhalomassa is as die vloedverhoudingsversteurings, is dit meestal sensitief vir tussen- en hoëmassa-onderstrukture en is dit dus 'n duidelike deel van die subhalomassafunksie [55, 94]. Sterre mikrolensering kan die interpretasie bemoeilik deur addisionele verskuiwings van die posisies van makrobeelde te produseer [95], maar sulke verskuiwings sal kortstondig wees en beïnvloed hoofsaaklik puntagtige bronne.

Daar word egter verwag dat die algehele grootte en waarskynlikheid van subhalo-geïnduseerde astrometriese versteurings redelik klein sal wees. Metcalf en Madau [70] het lenssimulasies gebruik van willekeurige realisasies van onderbou in streke naby beelde en gevind dat dit onderstrukture met massas sou neem & # x2273 1 0 8 M & # x2299 wat baie nou in lyn is met die beelde om die beeldposisies te verander. met 'n paar tientalle miljard-sekondes. In die CDM-model sal so 'n belyning selde voorkom. Daarom stel hulle voor om lensstrale van kwasars wat op radiogolflengtes waargeneem is, te gebruik, aangesien sulke bronne meer oppervlaktes op die lensvlak sal beslaan. Dit sal die waarskynlikheid verhoog dat 'n groot subhalo in die omgewing is, maar dit kan steeds duidelike vervormings veroorsaak as gevolg van die dunheid van die straler. Metcalf [96] het hierdie tegniek verder ondersoek en gebruik om aan te toon dat die lensstelsel B1152 + 199 waarskynlik 'n onderbou van massa & # x7e 1 0 5 - 1 0 7 & # x2009 M & # x2299 bevat.

Verdere waarnemingsbewyse vir astrometriese versteurings van kleinskaalse strukture is gevind in die gedetailleerde beeldstrukture van B2016 + 112 [97, 98] en B0123 + 437 [99]. In laasgenoemde stelsel is 'n onderbou van ten minste & # x7e 1 0 6 & # x2009 M & # x2299 nodig om die waargenome beeldposisies weer te gee.

Die CDM-scenario voorspel dat daar veel meer subhalo's met 'n lae massa is as dié van 'n hoë massa (sien (1)) en dat die opgesomde effek daarvan in beginsel 'n aansienlike versteuring kan lewer. Omgekeerd, aangesien steuringe aan weerskante rondom die makrolens gelyke maar teenoorgestelde steurings genereer, kan die netto-effek van 'n groot aantal onderstrukture opgehef word, wat verseker dat seldsame massiewe onderstrukture die posisieversteuring van die beelde domineer. Chen et al. [94] het dit ondersoek deur die effekte van 'n wye reeks subhalomassas te modelleer en gevind dat alle oorblywende verspreidings baie groot piekstoornisse het (& # x2273 10 milliarsekonde). Aangesien die simulasiemodelle buitengewoon min of geen onderbou in die binneste gedeelte van die lens voorspel nie, moet die steuring verder geleë wees. Daarom is ook afgelei dat posisieversteurings van verskillende beelde in enige lensopset sterk gekorreleer kan word. Alhoewel hierdie resultate daarop dui dat skaars massiewe polle groter verstorings kan veroorsaak as die meer algemene kleiner polle, is die astrometriese steuring van die beelde aansienlik selfs in modelle waar daar nie sulke massiewe onderbou was nie. Aan die ander kant is hierdie versteurings ten minste gedeeltelik ontaard met modelparameters van die gasheerglans.

Aangesien daar van die verwagting is dat astrometriese versteurings hulle op (sub-) milliarsekondevlakke sal manifesteer, is waarnemings met 'n hoë ruimtelike resolusie nodig, wat tot dusver hoofsaaklik bereik word deur waarnemings van baie lang basislyninterferometrie (VLBI) van radioharde kwasars.

Onlangse studies het egter getoon dat steuringseffekte van onderbou ook op groter skale (& # x7e 0.1 boogsekondes) en op korter golflengtes in uitgebreide Einstein-ringe en boë wat deur sterrestelsel-sterrestelsel-lens geproduseer kan word, waarneembaar moet wees. Peirani et al. [100] het die perturbatiewe metode en lensverspreiding van speelgoedmodelle sowel as kosmologiese simulasies gebruik om die moontlike handtekeninge van onderstrukture te voorspel. Hulle toon aan dat wanneer 'n onderbou naby die kritieke lyn geposisioneer word, nie net astrometriese nie, maar ook morfologiese effekte, dit wil sê die breek van die beeld, sal plaasvind wat ongeveer tien keer groter is en wat makliker moet wees om op te spoor.

Ander studies het voorgestel dat nie-parametriese bron- en lenspotensiaalrekonstruksies gebruik word om klein versteurings in die lenspotensiaal van sterk vergrote Einstein-ringe en -boë te ondersoek (bv. [101, 102]). Vegetti en Koopmans [103] het 'n adaptive-grid-metode gebruik en aangetoon dat vir onderbou geleë op of naby die Einsteinring, verstorings met massas & # x2273 1 0 7 & # x2009 M & # x2299, onderskeidelik, 1 0 9 & # x2009 M & # x2299 kan gerekonstrueer word. Hierdie tegniek kan dan gebruik word om die massafraksie van die onderbou en hul massa-funksie-helling te beperk, sodra 'n groter monster hoë-resolusie lense beskikbaar is [104].

Met die komende generasie teleskope & # x2014, byvoorbeeld, die Large Synoptic Survey Telescope (LSST), die Joint Dark Energy Mission (JDEM), die James Webb Space Telescope (JWST), en die Atacama Large Millimeter Array (ALMA) & # x2014 a 'n beduidende toename in die aantal makrolensbronne word verwag, wat die gebruik van astrometriese versteurings as 'n ondersoek na die subhalo-bevolking moontlik maak.

6. Kleinskaalse struktuur in makrobeeldings

Wanneer donker voorwerpe in die massa-reeks dwerg-sterrestelsel die siglyn in die rigting van afgeleë kwasars sny, kan beeldsplitsing of vervorming op kenmerkende skale van milli-sekondes voorkom [105, 106]. Soos reeds genoem, kan kwasars tans slegs op sulke klein skale ondersoek word deur VLBI-tegnieke op radiogolflengtes te gebruik, maar toekomstige teleskope en instrumente kan soortgelyke hoekoplossing by beide optiese en X-straalgolflengtes toelaat [41].

Met behulp van VLBI, Wilkinson et al. [107] het geen opsporing van millilensering onder 300 kompakte radiobronne gerapporteer nie en kon 'n boonste limiet van & # x3a9 & # x3c 0.01 op die kosmologiese digtheid van puntmassa-voorwerpe oplê (dws baie kompakte voorwerpe, soos swart gate) in die 1 0 6 - 1 0 8 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299 reeks. Dit verander egter nie in 'n sterk beperking op die subhalo-populasie nie, aangesien CDM-halo's en subhalo's nie naastenby so dig soos swart gate is nie. As u hiervoor korrigeer, sal die verwagte beeldskeidings vir 'n millilens van 'n gegewe massa verminder word, en sal dit 'n waarskynlikheid vir lensing lewer wat baie laer is as wat in die analise aanvaar is. Die bronne wat gebruik is, was boonop nie makrolens nie en dit sou dit moeilik gemaak het om die onderskeid tussen subhalo's en laemassa-veldhalo's as die belangrikste skuldiges te tref, selfs al sou enige tekens van millilensering opgespoor word (sien Figuur 2 (a)).

Die effekte wat 'n subhalo kan hê op die interne struktuur van een van die makrofoto's in 'n vermenigvuldigde kwasar (Figuur 2 (b)) word skematies in Figuur 6 geïllustreer. Vir 'n klein puntagtige bron (bv. 'N kwasar wat by optiese golflengtes waargeneem word), kan die makrobeeld verdeel word in verskeie verskillende beelde met klein hoekskeidings (Figuur 6 (a)). 'N Groter bron (byvoorbeeld 'n kwasar by radiogolflengtes) kan in plaas daarvan kleinskaalse beeldvervormings vertoon (Figuur 6 (b)). Alhoewel kwasars ingewikkelde intrinsieke struktuur kan vertoon wanneer dit met 'n hoë ruimtelike resolusie gefotografeer word, kan sulke effekte ten minste in beginsel van die funksies wat deur millilensing afgedruk word, geskei word, aangesien intrinsieke struktuur in alle makro-weergawes weergegee sal word, terwyl millilenseringseffekte uniek is vir elke makrobeeld. Die onderskeid tussen hierdie kleinskaalse veranderinge in die morfologieë van makrobeeldjies en die astrometriese effekte wat in Afdeling 5 bespreek word, word in sommige gevalle ietwat arbitrêr, aangesien beeldvervorming die sentroïed van die beeld kan verskuif en die algehele voorkoms daarvan kan verander (bv. Deur die inleiding) van nuwe kleinskaalse beelde). Die vervorming van makrolensstrale word gewoonlik 'n astrometriese effek genoem.

'N Voorgrondstelsel met 'n donker materie-glorie lewer veelvuldige makrofoto's van 'n agtergrondligbron. 'N Subhalo in die donker stralekrans onderskep een van hierdie makrofoto's, wat kan lei tot (a) 'n bykomende beeld op klein skaal van die geaffekteerde makrobeeld as die bron voldoende klein is, of (b) 'n ligte vervorming in die geaffekteerde makrobeeld, as die bron groot is.

Yonehara et al. [108] het aangevoer dat 'n beduidende fraksie van alle makrolensiese optiese kwasars sekondêre beeldsplitsing op milliarsekonde kan toon as gevolg van CDM-subhalo's. Inoue en Chiba [109, 110] het 'n soortgelyke scenario ondersoek in die geval van uitgebreide beelde wat verwag word vir makrolensiese kwasars by langer golflengtes en tot die gevolgtrekking gekom dat die kleinskaalse makrobeeldvervormings wat deur CDM-subhalo's vervaardig word, waarneembaar kan wees met opkomende radiofasiliteite soos ALMA of die VLBI Space Observatory Program 2 (VSOP-2).

Die voordeel van die ondersoek van CDM-subhalo's deur die kleinskaalse struktuur van makro-afbeeldings is dat daar, in teenstelling met die geval van afwykings in die vloedverhouding, min risiko vir verwarring is as gevolg van mikrolensering deur sterre of voortplantingseffekte in die interstellêre medium. Globale trosse kan dalk soortgelyke effekte oplewer [111], en so ook helder dwergstelsels (dws die deelversameling van CDM-subhalo's wat toevallig stervorming ervaar het), maar daar word verwag dat subhalo's albei hierdie populasies sal oorskry, ten minste in die meeste massa-intervalle. Inteendeel, die grootste probleem met hierdie benadering blyk te wees dat CDM-subhalo's moontlik nie voldoende dig is om veelvuldige beelde op skale te lewer wat deur die huidige tegnologie opgelos kan word nie. Die meeste studies van hierdie effekte het aangeneem dat CDM-subhalo's as SIS-lense behandel kan word, wat 'n growwe oorvoorspelling van die beeldskeidings tot gevolg het in vergelyking met meer realistiese subhalomodelle [41]. Die hoekoplossing waarmee makrolensiese kwasars ondersoek kan word, sal aan die ander kant waarskynlik in die komende jare aansienlik toeneem, en sal in beginsel & # x2248 0,04 milliarsekondes bereik met die VSOP-2-missie (wat in 2013 begin).

Die beelde van 'n gemakroliseerde ligbron (sien Figuur 3 (a)) is onderhewig aan verskillende tydvertragings, wat waarneembaar word wanneer die bron intrinsieke temporele veranderlikhede toon bo waarneembare tydskale. Hierdie tydsvertragings spruit uit 'n kombinasie van verskille in die relativistiese tydvertragings (horlosies wat stadiger in diep gravitasievelde loop, ook bekend as Shapiro-tydvertragings) en die verskille in fotonweglengtes (as gevolg van geometriese afbuiging) tussen die makro-afbeeldings. Aangesien kwasars nie tydelik is nie en dat dit duidelik is dat dit helder is op tydskale van ure en hoër, is dit baie maklike teikens vir die waarneming van veldtogte om sulke vertragings te meet. Op die huidige tydstip het ongeveer 20 makrolensiese kwasars tydvertragings gemeet (met tipiese vertragings van & # x394 t & # x7e 0,1 - 400 dae, sien Oguri [112] vir 'n onlangse samestelling). Tydvertragings van hierdie tipe word dikwels gebruik om die Hubble-konstante en die digtheidsprofiel van die makrolens te beperk (dws die totale swaartekragpotensiaal van die lensstelsel en die gepaardgaande donker halo), maar kan ook gebruik word om die CDM-subhalo's van die lensstelsel.

Soos aangetoon deur Keeton en Moustakas [113], sal die teenwoordigheid van subhalo's in die makrolens die tydsvertragings wat deur gladde lensmodelle voorspel word, versteur en kan dit ook die voorspelde aankomsttydbestelling van die beelde oortree. Sulke oortredings sal die teenwoordigheid van subhalo's aandui op 'n manier wat, anders as die geval met afwykings van optiese vloeistofverhoudings, nie kan nageboots word deur stofuitwissing of mikrolensering deur sterre nie. Die tydsvertraging weens subhalo's is gewoonlik aan die orde van 'n fraksie van 'n dag. Deur die onsekerheid in die waargenome tydvertragings tot hierdie vlak te skuif, kan daar sterk beperkings op CDM-subhalopopulasies verkry word. Een geval van 'n omskakeling volgens tydbestelling wat moontlik aan subhalo's toegeskryf kan word, is reeds in die makrolensiese kwasar RX J1131-1231 geïdentifiseer [113, 114].

As die subhalo's self aanleiding gee tot kleinskaalse beeldverdelings (soos beskryf in Afdeling 6), sal daar kort tydjie tussen die ligpulse van die afsonderlike kleinskaalse beelde ingestel word. Dit druk eggo-agtige handtekeninge in die algehele ligkromme van astronomiese voorwerpe met korttermynveranderlikhede (soos gammastraal-bars en X-straalkwasars), selfs al kan die kleinskaalse beelde nie ruimtelik opgelos word nie. Hierdie eggo's stem ooreen met ligseine wat deur kleinskaalse beelde met langer vertragings as die voorste beeld vervoer word, en die vloedverhoudings van die pieke word gegee deur die verskillende vergrotings van hierdie beelde.Die ligkrommes van gammastralings word gebruik om sulke ligte eggo's in die interval & # x7e 1 - 60 sekondes te soek, wat gelei het tot boonste perke (& # x3a9 & # x3c 0.1) op puntmassa-donker voorwerpe in die 1 0 5 - 1 0 9 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299 reeks [115] en selfs enkele kandidaat-opsporings van herhalende fakkels as gevolg van millilensing [116]. Net soos in die soeke na ruimtelike millilensing-effekte deur Wilkinson et al. [107], huidige ondersoeke van hierdie aard het min invloed op CDM-subhalo's, aangesien die waarskynlikheid vir subhalo-millilensering te laag is as die teikenvoorwerpe nie makrolensies is nie. Yonehara et al. [108] het eerder monitering van makrolensiese kwasars voorgestel, en voorspel dat CDM-subhalo's ligte eggo's kan produseer, geskei deur & # x7e 1000 sekondes, wat moontlik in X-strale opgespoor kan word, waar vinnige intrinsieke fakkels waargeneem is. Hierdie lenssituasie word skematies in Figuur 7 geïllustreer.

'N Sterrestelsel met 'n donker materie-stralekrans gee duidelike makro-foto's van 'n agtergrondligbron. As hierdie bron intrinsieke wisselvalligheid vertoon, kan waarneembare tydvertragings tussen die verskillende makrofoto's voorkom. As een van die makrofoto's op klein skaal 'n splitsing ervaar as gevolg van 'n subhalo langs die siglyn, kan 'n ligte eggo in die betrokke makrobeeld waargeneem word. Dit kan dien as 'n handtekening van millilensing in gevalle waar die kleinskaalse beelde in een versmelt as gevolg van die onvoldoende hoekoplossing van die waarnemings.

8. Oop vrae en toekomstige vooruitsigte

Soos ons betoog, kan lensing in beginsel gebruik word om die CDM-subhalo-populasie te ondersoek, maar tot dusver het dit geen sterk beperkings tot gevolg gehad nie. Die meeste studies het gefokus op afwykings in die vloedverhouding, maar 'n aantal studies dui nou daarop dat subhalo's op sigself nie die verskynsel kan verklaar nie [63, 78 & # x2013 80, 93]. As dit korrek is, sal dit die bruikbaarheid van hierdie diagnose beperk, aangesien 'n ander meganisme ook die vloeiverhoudings moet beïnvloed. Gelukkig kan beperkings van ander tegnieke, soos astrometriese versteurings, klein skaalse beeldverwringings en tydvertraging, om die draai wees.

Waarnemend lyk die toekoms vir die studie van sterk gravitasie-lens helder. Vanaf 2009 is ongeveer 200 makrolensstelsels opgespoor met sterrestelsels wat die hooflens is. Beplande waarnemingsfasiliteite soos die Square Kilometer Array (SKA) en die LOw Frequency ARray for radio astronomy (LOFAR) by radiogolflengtes en JDEM en LSST in die optiese mag is om hierdie getal in orde van grootte in die komende dekade 'n hupstoot te gee [117 ]. Die ruimtelike resolusie waardeur hierdie stelsels bestudeer kan word, sal waarskynlik ook aansienlik beter word en benader & # x7e 10 milliarsekondes in die optiese en & # x7e 0.1 milliaresekondes by radiogolwe [41].

Aan die modelleringskant is daar nog 'n aantal probleme wat behoorlik aangespreek moet word voordat sterk beperkinge op die bestaan ​​en eienskappe van CDM-subhalo's uit sulke data gehaal kan word.

8.1. Invoer benodig van Subhalo Simulasies

Die grootste N-liggaam simulasies van sterrestelsel-grootte halo's is nou in staat om CDM subhalo's met massas op te los tot & # x7e 1 0 5 & # x2009 M & # x2299, maar daar is nog steeds 'n aantal aspekte van die subhalo populasie swak gekwantifiseer en kan 'n beduidende impak op die lenshandtekeninge hê.

Wat is die halo-tot-halo-verspreiding in die subhalo-massafunksie en hoe ontwikkel dit met rooi verskuiwing?

Wat is die digtheidsprofiele van subhalo's? Hoe ontwikkel hulle met subhalo massa en subhalo posisie binne die ouer halo? Hoe groot is die verskil tussen subhalo en subhalo?

Wat is die ruimtelike verspreiding van subhalo's as 'n funksie van subhalomassa binne die ouerhalo? Wat is die ooreenstemmende verspreiding buite die viriale radius?

Hoe beïnvloed barione die eienskappe van subhalo's? Kan barione die oorlewing van subhalo's binne die binneste streke van hul gasheerhalo's bevorder?

Die lenseffekte wat in Afdelings 4 & # x2013 7 bespreek word, is sensitief vir die digtheidsprofiele en massafunksie van subhalo's, al is dit in wisselende mate [55]. Daar is gepoog om die effekte van verskillende digtheidsprofiele op die lenshandtekening te kwantifiseer [41, 79, 92, 94, 113], maar die modelle wat gebruik word, is nog lank nie realisties nie, en baie van diegene wat aktief is in hierdie veld hou steeds vas aan SIS profiele vir eenvoud.

8.2. Die rol van ander kleinskaalse strukture

CDM-subhalo's is nie die enigste voorwerpe langs die siglyn tot hoë-rooiverskuiwingsligbronne wat millilensasie-effekte kan lewer nie. Daar is bekend dat baie groot sterrestelsels omring word deur 1 0 2 - 1 0 3 bolvormige trosse met massas in die 1 0 5 - 1 0 6 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299-reeks. Alhoewel hulle gewoonlik minder as CDM-subhalo's in dieselfde massa-reeks is, is hulle in 'n kleiner volume (die ster-halo) gekonsentreer en het hulle meer sentraal gekonsentreerde digtheidsprofiele, wat dit moontlik doeltreffender lense maak. Ons verwag ook 'n redelike deel van die helder stralende sterrestelsels in die donker stralekringe van groot sterrestelsels. Hierdie dwerge kan moontlik die deelversameling van CDM-subhalo's voorstel waarin baryons kon ineenstort en sterre vorm, maar as dit so is, beteken dit dat hulle digtheidsprofiele aansienlik meer sentraal gekonsentreer kan wees as hul donker broers en susters. Alhoewel die rol van bolvormige trosse en ligte satellietstelsels bestudeer is in die geval van afwykings in afwykingsverhoudings [71, 92], is die uitwerking daarvan op baie ander lenssituasies wat in die vorige gedeeltes bespreek is, nog nie bespreek nie. Haloë met 'n lae massa langs die siglyn kan ook hierdie lenshandtekeninge beïnvloed, en soms ook opmerklik [62, 63].

Afgesien van dwergstelsels en globulêre, kan daar natuurlik ook ander verrassings in die donker strale van sterrestelsels skuil. Tussenmassa (M & # x7e 1 0 2 - 1 0 4 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299) swart gate het in die vroeë heelal gevorm of as die oorblyfsels van populasie III-sterre in die stralekrans kan woon streek [118 & # x2013 120] en kan millilenseringseffekte aanleiding gee [121]. As aanwas op sulke voorwerpe doeltreffend is, plaas die voorspelde X-straaleienskappe van sulke swart gate reeds baie sterk beperkings op hul bydrae tot die donker materie (& # x3a9 & # x2272 0.005 [122]), maar hoe meer algemeen dinamies [123 & # x2013 125] en lensing [115, 126] beperkings op ander soorte donker voorwerpe in die sterregroepmassa-reeks (& # x7e 1 0 2 - 1 0 5 & # x2009 & # x2009 & # x2009 & # x2009 M & # x2299 ) is andersins redelik swak (& # x3a9 & # x2272 0.1). Lens waarnemings wat oorspronklik ten doel gehad het om die CDM subhalo populasie te beperk, kan dus ook lei tot die opsporing van heeltemal nuwe soorte halo onderbou. Aangesien teleskope in die volgende dekade beter sensitiwiteit en hoër hoekoplossing verkry, kan ons sekerlik uitsien na 'n opwindende nuwe era in die bestudering van donker materiehalos.


Titel: H0LiCOW - IV. Lensmassamodel van HE 0435-1223 en blinde meting van sy tydvertragingsafstand vir kosmologie

Sterk swaartekraglense met gemete tydvertragings tussen die meerdere beelde laat 'n direkte meting toe van die tydvertragingsafstand tot die lens, en dus 'n mate van kosmologiese parameters, veral die Hubble-konstante, H0. Ons bied 'n blinde lensmodel-analise van die viervoudige beeldkwasarlens HE 0435-1223 aan met behulp van diep Hubble-ruimteteleskoop-beeldvorming, bygewerkte tydvertragingsmetings vanuit die COSmological MOnitoring of GRAvItational Lenses (COSMOGRAIL), 'n meting van die snelheidsverspreiding van die lensstelsel gebaseer op Keck-data, en 'n karakterisering van die massaverspreiding langs die siglyn. HE 0435-1223 is die derde lens wat ontleed word as deel van die H0-lense in COSMOGRAIL se Wellspring (H0LiCOW) -projek. Ons verreken verskillende bronne van stelselmatige onsekerheid, insluitend die gedetailleerde behandeling van nabygeleë versteurders, die parametrisering van die sterrestelsel se lig- en massaprofiel en die streke wat gebruik word vir lensmodellering. Ons beperk die effektiewe tydvertragingsafstand DΔt= 2612 $ + 208 bo <-191> $ Mpc, 'n presisie van 7,6 persent. Vanaf HE 0435-1223 alleen lei ons 'n Hubble-konstante van H af0= 73.1 $ + 5.7 bo-op <-6.0> $ kms -1 Mpc -1 as 'n plat ΛCDM-kosmologie aanvaar word. Laastens word die kosmografiese afleiding gebaseer op die drie lense wat tot dusver deur H0LiCOW geanaliseer is, in 'n begeleidende artikel (H0LiCOW Vraestel) aangebied.


Jose María Ezquiaga

Gasheerinstelling: Universiteit van Chicago

Voorstel Titel: Presisie-kosmologie met die huidige en volgende generasie swaartekraggolfdetektore

Jose Mar en iacutea Ezquiaga het in Madrid, Spanje, grootgeword. Sy akademiese rekord is gekoppel aan die Universidad Aut & oacutenoma de Madrid, waar hy sy baccalaureus & rsquos en meesters & rsquos-grade in Fisika en Teoretiese Fisika verwerf het en binnekort sy PhD sal verwerf. Saam met sy nagraadse studie was hy 'n besoekende wetenskaplike aan die Universiteit van Kalifornië in Berkeley en CERN.

Jose Mar & iacutea & rsquos-navorsing fokus op die ondersoek van die pilare van die standaard kosmologiese model met gravitasiegolwe. Hy het veral toetse van donker energie en algemene relatiwiteit met multi-messenger gravitasiegolfgebeurtenisse voorgestel en toegepas. Daarbenewens het hy ondersoek ingestel na die akkurate berekening van die oorvloed swart gate wat in die vroeë heelal gevorm is, wat sterk implikasies het op hul bydrae tot die donker materie en op hul swaartekraggolfhandtekeninge. As 'n Einstein-genoot aan die Universiteit van Chicago, sal Jose Mar & iacutea LIGO & rsquos-data benut om die voortplanting van swaartekraggolwe, die uitbreiding van die heelal en die oorsprong van waargenome swart gate te beperk, en ook verwag om sulke toetse met die volgende generasie detektore te verbeter. , veral met die ruimte-antenne LISA.


Python-kode: gravlens.py

Een van die opvallendste effekte van swaartekrag op fotonbane is die moontlikheid dat 'n foton 'n swart gat in 'n sirkelbaan kan wentel. Dit word in Figuur 3 getoon as die swart sirkelring vir 'n foton met 'n radius gelyk aan 1,5 keer die Schwarzschild-radius. Hierdie radius definieer wat bekend staan ​​as die foton sfeer. Die baan is egter nie stabiel nie. Geringe afwykings sal die foton na buite of na binne laat draai.

Die benadering van die Eikonal hou nie sterk swaartekrag nie, maar die Eikonal-vergelykings met die effektiewe brekingsindeks van die ruimte lewer steeds semi-kwantitatiewe gedrag. In die Python-kode word 'n regstellingsfaktor gebruik om die teorie aan te pas by die sirkelvormige fotonbane, terwyl dit nog steeds ooreenstem met trajekte ver van die swart gat. Die resultate van die berekening word in Figuur 3 getoon. Vir groot impakparameters word die strale deur 'n eindige hoek afgebuig. Met 'n kritieke impakparameter, byna drie keer die Schwarzschild-radius, loop die straal om die swart gat. Vir kleiner impakparameters word die strale deur die swart gat vasgevang.

Fig. 3 Foton wentel om 'n swart gat, bereken met behulp van die Eikonal-vergelyking en die effektiewe brekingsindeks van skewe ruimte. Een straal, naby die kritieke impakparameter, loop om die swart gat soos deur von Laue voorspel. Die sentrale swart sirkel is die swart gat met 'n Schwarzschild-radius van 10 eenhede. Die swart ring is die sirkelvormige fotonbaan in 'n radius van 1,5 keer die Schwarzschild-radius.

Fotone hoop om die swart gat by die fotonfeer op. Die eerste beeld ooit van die fotonfeer van 'n swart gat is vroeër vanjaar gemaak (aangekondig op 10 April 2019). Die beeld toon die skaduwee van die supermassiewe swart gat in die middel van Messier 87 (M87), 'n elliptiese sterrestelsel wat 55 miljoen ligjare van die aarde af is. Hierdie swart gat is 6,5 miljard keer die massa van die son. Die beeldsfeer van die fotosfeer het vereis dat agt radioteleskope op die aarde geplaas is, wat saamwerk om 'n enkele teleskoop te vorm met 'n optiese opening so groot soos ons planeet. Met die resolusie van so 'n groot teleskoop kan 'n mens 'n half-dollar-muntstuk op die maanoppervlak afbeeld, alhoewel hierdie teleskoop eerder in die radiofrekwensiebereik as opties werk.

Fig. 4 Wetenskaplikes het die eerste beeld van 'n swart gat gekry met behulp van Event Horizon Telescope-waarnemings van die middel van die melkweg M87. Die beeld toon 'n helder ring wat gevorm word terwyl lig buig in die intense swaartekrag rondom 'n swart gat wat 6,5 miljard keer massiewer is as die son.


Kyk die video: Bronzen beeld van erotische bronzen  man. (Januarie 2023).