이미지 크레디트 : ESO
유럽 남부 천문대 (European Southern Observatory)의 천문학 자들은 먼 퀘이사의 빛이 더 가까운 은하의 중력에 의해 뒤틀리고 확대되는 매우 드문 "아인슈타인 고리"중력 렌즈를 발견했습니다. 두 물체는 퀘이사의 이미지가 지구의 유리한 지점에서 은하 주위에 고리를 형성하도록 매우 밀접하게 정렬되어 있습니다. 연구팀은 신중한 측정을 통해 퀘이사가 63 억 광년 떨어져 있고 은하계가 35 억 광년 밖에 떨어져 있지 않다는 것을 알아낼 수 있었으며, 이것이 가장 근접한 중력 렌즈였다.
국제 천문학 자 팀 [1]은 La Silla (칠레)에서 ESO 3.6m 망원경을 사용하여 남부 별자리 분화구 (The Cup)에서 복잡한 우주 신기루를 발견했습니다. 이 "중력 렌즈"시스템은 동일한 퀘이사의 최소 네 개의 이미지와 퀘이사가있는 은하의 링 모양의 이미지 ( "아인슈타인 링")로 구성됩니다. 이 흥미로운 착시를 일으키는 더 가까운 렌즈 갤럭시도 잘 보입니다.
이 팀은 La Silla 전망대에서 ESO 3.5m NTT (New Technology Telescope)에 탑재 된 새로운 EMMI 카메라로 이러한 물체의 스펙트럼을 얻었습니다. 그들은 수정 된 퀘이사 [2]가 6 억 3 천만 광년 거리에 위치하고 있으며 (“빨간 이동”은 z = 0.66 [3]), 타원은하는 갤럭시 은하와 퀘이사 사이의 거리가 먼 3 억 5 천만 광년 (z = 0.3).
이 시스템은 RXS J1131-1231로 지정되었습니다. 지금까지 발견 된 가장 중력 렌즈 퀘이사입니다.
우주 신기루
알버트 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 결과로 "중력 렌즈"( "우주 신기루"라고도 함)의 물리적 원리는 1916 년부터 알려져 있습니다. 거대한 물체의 중력장은 우주의 국소 지오메트리를 구부리므로, 물체에 가까이 지나가는 광선이 구부러집니다 (지구 표면의“직선”과 같이 지구 표면의 곡률로 인해 반드시 구부러집니다) .
이 효과는 1919 년 천문학 자들이 총 일식 동안 처음 관찰했습니다. 일식 된 태양 근처의 어두운 하늘에서 보이는 별들의 정확한 위치 측정은 아인슈타인의 이론에 의해 예측 된만큼 태양과 반대 방향으로 명백한 변위를 나타냈다. 그 효과는 우리에게가는 길에 태양 근처를 지나갈 때 항성 광자의 중력 적 매력 때문입니다. 이것은 완전히 새로운 현상을 직접 확인한 것이며 물리학의 이정표를 나타냅니다.
1930 년대에 스위스 국적의 천문학 자 프리츠 즈 비키 (1898 – 1974)는 캘리포니아의 윌슨 산 천문대에서 일하면서 은하와 큰 은하단이 충분히 콤팩트하고 거대한 우주에서도 동일한 효과가 발생할 수 있음을 깨달았습니다. 훨씬 더 멀리있는 물체에서 빛을 구부립니다. 그러나 50 년 후인 1979 년에 우주 신기루의 첫 번째 예가 발견되었을 때 그의 아이디어가 관측 된 것이 확인되었다 (동일한 퀘이사의 두 이미지로).
우주 신기루는 일반적으로 하나의 퀘이사 [2]의 여러 이미지로 보여지며, 퀘이사와 미국 사이에 위치한 은하에 의해 렌즈 화됩니다. 퀘이사의 이미지 수와 모양은 퀘이사의 상대 위치, 수정 은하 및 우리에 따라 달라집니다. 또한, 정렬이 완벽하다면, 렌즈 물체 주변에 고리 모양의 이미지가 나타납니다. 그러나 이러한 "아인슈타인 고리"는 매우 드물며 매우 적은 경우에만 관찰되었습니다.
중력 렌즈 효과의 또 다른 특별한 관심은 동일한 물체의 두 배 또는 여러 개의 이미지를 생성 할뿐만 아니라 이러한 이미지의 밝기가 일반 광학 렌즈에서와 같이 크게 증가한다는 것입니다. 먼 은하와 은하단은“천체 망원경”으로 작동하여 현재 사용 가능한 천체 망원경으로는 탐지하기에는 너무 희미한 더 먼 물체를 관찰 할 수 있습니다.
이미지 선명 화 기술로 우주 신기루를 더 잘 해결
RXS J1131-1231로 지정된 새로운 중력 렌즈는 2002 년 5 월 La Eilla Observatory에서 ESO 3.6m 망원경으로 촬영 한 퀘이사 이미지를 검사하면서 칠레 ESO의 박사 과정 학생 인 Dominique Sluse에 의해 2002 년 5 월에 발견되었습니다. 이 시스템의 발견은 관측 시점에 우세한 좋은 관측 조건에서 이익을 얻었습니다. 이러한 이미지의 간단한 육안 검사를 통해 Sluse는 시스템에 4 개의 별 모양 (렌즈 쿼사 이미지)과 1 개의 확산 (렌즈 갤럭시) 구성 요소가 있다고 결론을 내 렸습니다.
천문학 자들은 구성 요소들 사이의 간격이 1 초 이하이고, 지구 대기의 난류로 인한 피할 수없는 "흐리게"효과 ( "보임") 때문에 정교한 이미지 선명 화 소프트웨어를 사용하여 정밀한 밝기 및 위치 측정을 수행 할 수있는 고해상도 이미지 (ESO PR 09/97 참조). 이 소위 "디컨 볼 루션 (deconvolution)"기술을 사용하면이 복잡한 시스템을 훨씬 더 잘 시각화 할 수 있으며 특히 관련 아인슈타인 고리를 확인하고 더 눈에 잘 띄게 할 수 있습니다. PR 사진 20a / 03.
소스와 렌즈의 식별
천문학 자 팀 [1]은 La Silla의 ESO 3.5m 신기술 망원경 (NTT)을 사용하여이 렌즈 시스템의 개별 이미지 구성 요소의 스펙트럼을 얻었습니다. 사람의 지문처럼 스펙트럼이 관찰 된 물체를 명확하게 식별 할 수 있기 때문에 이것은 필수적입니다.
그럼에도 불구하고 우주 신기루의 서로 다른 이미지가 하늘에서 서로 매우 가깝게 위치하고 깨끗하고 잘 분리 된 스펙트럼을 얻기 위해 가능한 최상의 조건이 필요하기 때문에 이것은 쉬운 작업이 아닙니다. 그러나 NTT의 뛰어난 광학 품질과 합리적으로 좋은보기 조건 (약 0.7 arcsecond)이 결합되어 천문학 자들은 렌즈 역할을하는 물체와 물체의 "스펙트럼 지문"을 감지 할 수있었습니다. ESO PR 사진 20b / 03.
스펙트럼의 평가는 배경 소스가 약 6,300 백만 광년의 거리에 해당하는 z = 0.66 [3]의 적색 편이를 갖는 퀘이사임을 보여 주었다. 이 퀘이사의 빛은 적색 편이 z = 0.3의 거대한 타원형 은하에 의해, 즉 3 억 5 천만 광년의 거리 또는 퀘이사와 우리 사이의 중간 정도에 렌즈로 비춰진다. 현재까지 알려진 가장 가까운 중력 렌즈 퀘이사입니다.
렌즈의 특정 기하학적 구조 및 렌즈 갤럭시의 위치 때문에, 퀘이사가 위치한 확장 된 은하로부터의 광도 렌즈 화되어 링형 이미지로서 보여 져야한다는 것을 보여줄 수있다. 이것이 사실 인 것은 PR Photo 20a / 03에 의해 증명되는데, 여기에는 더 가까운 렌즈 갤럭시의 이미지를 둘러싸고있는 그러한“아인슈타인 고리”의 존재가 명확하게 표시되어 있습니다.
매크로 렌즈 내 마이크로 렌즈?
이 시스템에서 관찰 된 개별 렌즈 이미지의 특정 구성으로 인해 천문학 자들은 시스템의 상세한 모델을 만들 수있었습니다. 이를 통해 다양한 렌즈 이미지의 상대적인 밝기를 예측할 수 있습니다.
다소 예기치 않게, 그들은 퀘이사의 가장 밝은 별 같은 3 개의 이미지의 예측 된 밝기가 관측 된 이미지와 일치하지 않는다는 것을 발견했습니다. 그 중 하나는 예상보다 1 배 밝습니다 (즉, 2.5 배). . 이 예측은 일반 상대성 이론에 의문을 제기하지 않지만이 시스템에서 다른 효과가 작용하고 있음을 시사합니다.
팀이 발전시킨 가설은 이미지 중 하나가 "마이크로 렌즈"에 영향을 받는다는 것입니다. 이 효과는 우주의 신기루와 동일합니다. 물체의 여러 증폭 된 이미지가 형성됩니다. 그러나이 경우 렌즈 갤럭시 내에서 하나의 별 (또는 여러 개의 별)에 의해 추가적인 광선 변형이 발생합니다. 그 결과 매크로 렌즈 이미지 중 하나 내에 퀘이사의 추가 (해결되지 않은) 이미지가 있습니다.
결과는이 특정 이미지의“과잉 증폭”입니다. 이것이 사실인지 여부는 곧 Paranal (칠레)의 ESO VLT (중대형 망원경)와 뉴 멕시코 (미국)의 VLA (매우 큰 어레이) 전파 관측소를 통해이 중력 렌즈 시스템에 대한 새로운 관찰을 통해 곧 테스트 될 것입니다. ).
시야
지금까지 62 개의 다중 이미지 퀘이사가 발견되었으며, 대부분의 경우 동일한 퀘이사의 2 개 또는 4 개의 이미지가 표시되었습니다. 퀘이사의 연장 된 이미지, 특히 고리 형 이미지의 존재는 종종 무선 파장에서 관찰된다. 그러나 이것은 광학 영역에서 드문 현상으로 남아 있습니다. 지금까지는 광학 / 적외선 텔레 코프에서 이러한 시스템을 4 개만 촬영했습니다.
RXS J1131-1231에서 발견 된 복잡하고 비교적 밝은 시스템은 독특한 천체 물리 실험실입니다. 희귀 한 특성 (예 : 밝기, 링 모양 이미지의 존재, 작은 적색 편이, X- 선 및 무선 방출, 가시 렌즈 등)은 이제 천문학 자들이 항성 성분을 포함한 렌즈 은하의 특성을 연구 할 수있게합니다. 구조와 질량 분포를 자세하게 설명하고 소스 형태를 조사합니다. 이 연구는 현재 Paranal의 VLT, 뉴 멕시코의 VLA 무선 간섭계 및 허블 우주 망원경으로 얻은 새로운 관측을 사용할 것입니다.
추가 정보
이 보도 자료에 기술 된 연구는 유럽 전문 저널 인 천문학 및 천체 물리학에 곧 등장 할 편집자에게 보내는 서신으로 제공됩니다 (“광학 아인슈타인 고리 후보가있는 사분면 이미지 된 퀘이사 : 1RXS J113155.4-123155”, Dominique의 Sluse et al.).
중력 렌즈 및이 연구 그룹에 대한 자세한 내용은 URL (http://www.astro.ulg.ac.be/GRech/AEOS/)에서도 확인할 수 있습니다.
노트
[1] : 팀은 Dominique Sluse, Damien Hutsem? kers 및 Thodori Nakos (ESO 및 Institut d' Astrophysique et de G? ophysique de l' Universit? de Li? ge – IAGL), Jean-Fran? ois Claeskens로 구성됩니다. , 프레드릭 쿠 르빈, 크리스토프 진, 장 수르 데즈 (IAGL), 말 비나 빌레 레스 (ESO), 세르 기 크밀 (셰 벤코 대학교 천문대).
[2] : 퀘이사는 특히 활동적인 은하이며 그 중심은 엄청난 양의 에너지와 에너지 입자를 방출합니다. 중앙에 거대한 블랙홀이 있으며 주변 물질이 블랙홀에 떨어질 때 에너지가 생성된다고 믿어집니다. 이 유형의 물체는 1963 년 Palomar Observatory (미국 캘리포니아)의 네덜란드 계 미국인 천문학자인 Maarten Schmidt에 의해 처음 발견되었으며 그 이름은 당시 획득 한 이미지에서 "별 모양"모양을 나타냅니다.
[3] : 천문학에서“적색 이동”은 물체의 스펙트럼에서 선이 더 긴 파장으로 이동하는 비율을 나타냅니다. 우주 물체의 적색 편이는 거리에 따라 증가하기 때문에, 관측 된 원격 은하의 적색 편이는 또한 거리의 추정치를 제공합니다.
원본 출처 : ESO 뉴스 릴리스
