Galaxy Cluster Abell 2218은 더 먼 은하계에서 빛을 왜곡시킵니다. 이미지 크레디트 : ESO. 클릭하면 확대됩니다.
알버트 아인슈타인의 사망 후 50 년이 지난 지금도 우리 우주를 이해하기위한 새로운 도구를 제공합니다. 국제 천문학 자 팀은 1936 년 아인슈타인에 의해 최초로 중력 렌즈 라 불리는 현상을 사용하여 별 모양을 결정했습니다. 이 현상은 광선에 대한 중력의 영향으로 인해 중력 광학 기술이 개발되었으며 그중에서도 중력 마이크로 렌즈가 개발되었습니다. 이 잘 알려진 기술을 사용하여 별 모양을 결정한 것은 이번이 처음입니다.
하늘에있는 대부분의 별은 점 모양이므로 모양을 평가하기가 매우 어렵습니다. 최근 광학 간섭계의 진보로 몇 개의 별 모양을 측정 할 수있게되었습니다. 예를 들어 2003 년 6 월, 별 Achernar (Alpha Eridani)는 Very Large Telescope Interferometer의 관측을 사용하여 가장 평평한 별인 것으로 밝혀졌습니다 (이 발견에 대한 자세한 내용은 ESO 보도 자료 참조). 지금까지, 일부는 별 모양을 측정하는 것이 어렵다는 이유로 일부 별 모양의 측정 만보고되었습니다. 그러나, 이러한 측정은 이론적 스텔라 모델을 테스트하는 데 도움이되기 때문에 스텔라 형상을 더욱 정확하게 측정하는 것이 중요합니다.
처음으로 영국의 Jodrell Bank Observatory에서 N.J. Rattenbury가 이끄는 국제 천문학 자 팀 [1]은 중력 렌즈 기술을 적용하여 별 모양을 결정했습니다. 이 기술은 광선의 중력 굽힘에 의존합니다. 밝은 광원에서 나오는 빛이 전경의 거대한 물체에 가까이 가면 광선이 구부러지고 밝은 광원의 이미지가 변경됩니다. 전경의 거대한 물체 ( '렌즈')가 점과 같고 지구와 밝은 광원과 완벽하게 정렬되면 지구에서 본 이미지가 링 모양이되어 소위 '아인슈타인 고리'가됩니다. 그러나 대부분의 실제 경우는이 이상적인 상황과 다르며 관찰 된 이미지는 더 복잡한 방식으로 변경됩니다. 아래 이미지는 거대한 은하단에 의한 중력 렌즈의 예를 보여줍니다.
Rattenbury와 그의 동료들이 사용하는 중력 마이크로 렌즈는 중력에 의한 광선의 편향에 의존합니다. 중력 마이크로 렌즈는 렌즈가 배경 소스의 분해 가능한 이미지를 생성하기에 충분히 크지 않은 중력 렌즈 현상을 설명하는 데 사용되는 용어입니다. 소스의 왜곡 된 이미지가 렌즈없는 소스보다 밝아서 효과를 여전히 감지 할 수 있습니다. 중력 마이크로 렌즈의 관측 가능한 효과는 배경 소스의 일시적인 명백한 확대입니다. 일부 경우에, 마이크로 렌즈 효과는 1000 배까지 배경 소스의 밝기를 증가시킬 수있다. 아인슈타인에 의해 이미 지적 된 바와 같이, 마이크로 렌즈 효과가 관찰되는 데 필요한 정렬은 드물다. 또한, 모든 별들이 움직이고 있기 때문에 그 효과는 일시적이며 반복되지 않습니다. Microlensing 이벤트는 몇 주에서 몇 달까지 시간이 지남에 따라 발생하며 장기 조사가 감지되어야합니다. 이러한 조사 프로그램은 1990 년대부터 존재 해 왔습니다. 현재 MOA (Microstrosing in Astrophysics)로 알려진 일본 / 뉴질랜드 협업과 OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment)로 알려진 폴란드 / 프린스턴 협업의 두 조사 팀이 운영되고 있습니다. MOA 팀은 뉴질랜드에서, OGLE 팀은 칠레에서 관찰합니다. 그들은 전세계 약 12 개의 망원경으로 작동하는 두 개의 후속 네트워크 인 MicroFUN과 PLANET / RoboNET에 의해 지원됩니다.
우리 은하와 다른 은하 주위의 암흑 물질을 찾기 위해 마이크로 렌즈 기술이 적용되었습니다. 이 기술은 또한 다른 별 주위를 공전하는 행성을 탐지하는 데 사용되었습니다. 처음으로 Rattenbury와 그의 동료들은이 기술을 사용하여 별 모양을 결정할 수있었습니다. 사용 된 마이크로 렌즈 사건은 2002 년 7 월 MOA 그룹에 의해 탐지되었다. 행사의 명칭은 MOA 2002-BLG-33 (이하 MOA-33)입니다. Rattenbury와 그의 동료들은 HST 이미지와 함께 5 개의 지상 망원경으로이 사건을 관찰 한 결과이 사건에 대한 새로운 분석을 수행했습니다.
이벤트 MOA-33의 렌즈는 이진 별이며, 이러한 이진 렌즈 시스템은 소스 및 렌즈 시스템 모두에 대한 많은 정보를 제공 할 수있는 마이크로 렌즈 광 커브를 생성합니다. MOA-33 마이크로 렌즈 이벤트 동안 관찰자, 렌즈 및 소스 시스템의 특정 형상은 소스 스타의 관찰 된 시간 의존적 배율이 소스 자체의 실제 모양에 매우 민감 함을 의미했습니다. 마이크로 렌즈 이벤트에서 소스 스타의 모양은 일반적으로 구형으로 가정됩니다. 소스 스타의 형상을 설명하는 파라미터를 분석에 도입함으로써 소스 스타의 형상을 결정할 수 있었다.
Rattenbury와 그의 동료들은 MOA-33 배경 별이 약간 길어졌으며 극점과 적도 반경의 비율은 1.02 -0.02 / + 0.04라고 추정했습니다. 그러나 측정의 불확실성을 고려할 때 별 모양의 원형을 완전히 배제 할 수는 없습니다. 아래 그림은 MOA-33 배경 별의 모양과 Altair 및 Achernar에서 최근 측정 한 별 모양을 비교합니다. Altair와 Achernar는 지구에서 불과 몇 파섹이지만 MOA-33 배경 별은 더 먼 별입니다 (지구에서 약 5000 파섹). 실제로 간섭계 기법은 밝은 (따라서) 별에만 적용 할 수 있습니다. 반대로, 마이크로 렌즈 기술은 훨씬 더 멀리있는 별의 모양을 결정할 수있게합니다. 실제로, 먼 별들의 모양을 측정하는 대안적인 기술은 현재 없다.
그러나이 기술은 매우 구체적인 (그리고 드문) 기하학적 구성이 필요합니다. 통계적 고려 사항으로, 팀은 감지 된 모든 microlensing 이벤트 중 약 0.1 %가 필요한 구성을 가질 것으로 추정했습니다. 매년 약 1000 개의 마이크로 렌즈 사건이 관찰됩니다. 가까운 시일 내에 훨씬 더 많아 질 것입니다. MOA 그룹은 현재 일본에서 공급 한 1.8m 광 시야 망원경을 시운전하여 증가 된 비율로 사건을 탐지 할 예정이다. 또한 미국 주도 그룹은 Microlensing Planet Finder라는 우주 기반 임무 계획을 고려하고 있습니다. 이것은 은하계에있는 모든 유형의 행성에 대한 인구 조사를 제공하도록 설계되었습니다. 부산물로서 MOA-33과 같은 이벤트를 감지하고 별 모양에 대한 정보를 제공합니다.
원본 출처 : Jodrell Bank Observatory
