이미지 크레디트 : 허블
나선 은하 PGC 69457은 가을 별자리 페가수스와 물병 자리의 세 번째 크기 세타 페 가시에서 남쪽으로 3도 정도 떨어진 곳에 위치하고 있습니다. 그러나 60mm 굴절기를 찾아 내지 마십시오. 은하계는 실제로 약 4 억 광년 떨어져 있으며 겉보기 명도는 14.5입니다. 그래서 다음 가을은 항상 더 큰, 더 큰 아마추어 악기를 타고 도시의 불빛에서 벗어나기 위해 항상 일몰으로 향하는 당신의 "천체 너트"친구와 어울리는 좋은 시간이 될 것입니다…
그러나 하늘에는 14 세기의 은하가 많이 있습니다. PGC 69457이 그토록 특별한 이유는 무엇입니까?
대부분의 은하로 시작하기 위해 훨씬 더 멀리있는 퀘이사의 시야를“차단”하지 마십시오 (QSO2237 + 0305). 그리고 다른 사람들이 존재한다면, 보이지 않는 물체가 보이는 방식으로 빛이“구부러지게”하는데 필요한 고밀도 몸체의 올바른 분포를 가진 사람은 거의 없습니다. PGC 69457을 사용하면 하나의 20 인치 트러스 튜브 도브 니안을 설정하는 데 문제가있는 동일한 퀘이사의 17 배 크기의 뷰를 얻을 수 있습니다. 그만한 가치가 있습니까? (“관찰하는 즐거움을 4 배로 줄인다”고 말할 수 있습니까?)
그러나 그러한 견해의 배후에있는 현상은 전문 천문학 자에게는 더욱 흥미 롭습니다. 우리는 그러한 독특한 효과로부터 무엇을 배울 수 있습니까?
알버트 아인슈타인 (Albert Einstein)은 1915 년의“일반 상대성 이론 (The Relativity of Relativity)”에서 이론을 이미 확립했습니다. ”. 이 아이디어를 최대한으로 탐구함으로써, 물질뿐만 아니라 빛 (무겁음에도 불구하고)이 같은 종류의 혼란을 겪는다는 것이 분명해졌습니다. 이 때문에 각도에서 중력장에 접근하는 빛은 중력 원을 향해“가속화”됩니다. 그러나 빛의 속도가 일정하기 때문에 그러한 가속은 빛의 경로와 파장에만 영향을 미칩니다. 실제 속도는 아닙니다.
중력 렌즈 자체는 1919 년의 전체 일식에서 처음 탐지되었습니다. 이것은 사진 판에 포착 된 태양의 코로나 근처의 별 위치에서 약간의 이동으로 나타납니다. 이 관찰로 인해 연못에서 수영하는 잉어의 이미지를 굴절시키기 위해 빛을 구부리기 위해 렌즈가 필요하지 않습니다. 물질과 같은 빛은 최소 저항 경로를 취하며 이는 렌즈의 광학 곡선뿐만 아니라 공간의 중력 곡선을 따르는 것을 의미합니다. QSO2237 + 0305의 빛은 멀리있는 은하계를 통해 먼 곳에서 시선을 따라 빽빽한 별 주위에있는“시공간”의 윤곽을 서핑함으로써 자연스럽게 오는 일을하고 있습니다. 아인슈타인의 십자가에 관한 정말 흥미로운 점은 빛을 굴절시키는 은하계의 질량, 그리고 퀘이사의 중심에있는 큰 질량과 관련된 모든 질량에 대해 알려주는 것입니다.
그들의 논문에서“아인슈타인 십자가의 마이크로 렌즈 광 곡선의 재건”한국의 천체 물리학 자 이동욱 (Et al)은 벨기에 천체 물리학 자 J. Surdez (et al)와 함께 Liege 대학의 증거를 발견했다. Quasar QSO2237 + 0305에서 블랙홀을 둘러싼 고정 디스크. 거리가 멀다면 어떻게 그런 일이 가능합니까?
PGC 69457 내에서 일반적으로 "수집 및 초점 광"렌즈와 "중력 렌즈"(Lee는 최소 5 개의 질량이 낮지 만 집광 된 렌즈)가 동일합니다. 이런 식으로, 일반적으로 우리 악기에서 멀리 떨어진 퀘이사의 빛은 은하계를 감싸면서 우리를 향합니다. 이로 인해 우리는 다른 것보다 100,000 배 더 많은 세부 사항을“볼”것입니다. 그러나 문제가 있습니다. 10 만 배 더 높은 해상도를 얻음에도 불구하고 세부 사항이 아닌 빛만 볼 수 있습니다. 그리고 은하에서 빛을 굴절시키는 질량이 여러 개 있기 때문에, 우리는 퀘이사의 하나 이상의 시각을 볼 수 있습니다.
퀘이사에서 유용한 정보를 얻으려면 오랜 기간 (수개월에서 몇 년)에 걸쳐 빛을 수집하고 특수 분석 알고리즘을 사용하여 결과 데이터를 함께 가져와야합니다. Lee와 동료가 사용하는 방법을 LOHCAM (LOcal Hae CAustic Modeling)이라고합니다. (HAE 자체는 고 증폭 이벤트의 약자입니다). 이 팀은 LOHCAM과 OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) 및 GLIPT (Gravitational Lens International Time Project)에서 제공하는 데이터를 사용하여 LOHCAM이 기대 한대로 작동 할뿐만 아니라 QSO2237 + 0305에 감지 가능한 accretion 디스크가 포함될 수 있음을 확인했습니다. 가벼운 엔진에 전력을 공급하기 위해). 연구팀은 또한 퀘이사 블랙홀의 대략적인 질량과 그로부터 방출되는 자외선 영역의 크기를 결정하고 블랙홀이 나선 은하에 대해 움직일 때 블랙홀의 가로 운동을 추정했다.
Quasar QSO2237 + 0305의 중앙 블랙홀은 합쳐진 15 억 Sun의 질량을 갖는 것으로 생각되는데 이는 사상 최대 규모의 블랙홀 중 가장 큰 것입니다. 이러한 질량 수는 우리 은하계의 별의 총 수의 1 %를 나타냅니다. 한편 QSO2237 + 0305의 블랙홀은 우리 은하의 중심보다 약 50 배 더 무겁습니다.
Lee 등은 퀘이사의 광도에서 "더블 피크"를 기반으로 LOHCAM을 사용하여 QSO2237 + 0305의 디스크의 크기와 방향을 결정하고 블랙홀 자체 주변의 중앙 모호한 영역을 감지했습니다. 디스크 자체는 직경이 약 1/3 광년이며 우리를 향해 얼굴을 향하고 있습니다.
깊은 인상? 또한 팀이 렌즈 갤럭시에서 발견되는 최소 마이크로 렌즈 수 및 관련 질량을 결정했다고 덧붙입니다. (LOHCAM 모델링에서) 가정 된 횡 속도에 따라, 행성 목성과 같은 가스 거인의 것부터 우리 태양의 것까지 가장 작은 범위입니다.
그렇다면이 "구멍"은 어떻게 작동합니까?
OGLE 및 GLIPT 프로젝트는 퀘이사의 17 가지 4 가지 시각 각각에서 우리에게 가시광 스트리밍의 강도 변화를 모니터링했습니다. 대부분의 퀘이사는 해석 할 수 없기 때문에 망원경으로 우주에서 멀리 떨어져 있기 때문입니다. 광도의 변동은 전체 퀘이사의 밝기를 기반으로 한 단일 데이터 포인트로만 나타납니다. 그러나 QSO2237 + 0305는 퀘이사의 네 가지 이미지를 제공하며 각 이미지는 퀘이사의 다른 관점에서 나온 광도를 강조합니다. 4 개의 이미지를 모두 텔레스코픽 방식으로 동시에 모니터링하면 이미지 강도의 약간의 변화를 감지하여 크기, 날짜 및 시간으로 기록 할 수 있습니다. 수개월에서 수년에 걸쳐, 상당한 수의 이러한 "높은 증폭 이벤트"가 발생할 수있다. 그런 다음, 발생시 발생하는 패턴 (한 17도에서 다음보기까지)을 분석하여 동작 및 강도를 표시 할 수 있습니다. 이 중에서 쿼자 내에서 일반적으로 보이지 않는 구조의 초 고해상도가 가능합니다.
20 인치 dob-newtonian을 가진 당신과 당신의 친구가 이것을 할 수 있습니까?
물론 – 값 비싼 장비가없고 복잡한 수학적 이미징 알고리즘을 잘 다루지 않는 것은 아닙니다. 그러나 시작하기 좋은 곳은 단순히 은하계를 응시하고 잠시 동안 십자가에 매달리는 것일 수 있습니다.
Jeff Barbour 작성
