Astronomie

Lentille gravitationnelle

Lentille gravitationnelle

Je lisais sur les lentilles gravitationnelles. J'étais juste curieux de savoir s'il existe des formules ou des méthodes pour trouver l'angle auquel la lumière dévie en raison de fort lentille gravitationnelle ?

Et à quelle distance cet objet massif doit-il être présent pour que nous puissions observer plusieurs images de l'objet d'observation ?


Absolument: $$ heta = frac{4GM}{c^2b},$$$ hêta$ est l'angle de flexion, $G$ est la constante gravitationnelle, $M$ est la masse de l'étoile/trou noir/autre, $c$ est la vitesse de la lumière et $b$ est le "paramètre d'impact", la distance entre le rayon lumineux et le centre de la masse à son approche la plus proche s'il n'a PAS été dévié (c'est-à-dire, $b=0$ pour un impact).


Lentille gravitationnelle

La lentille gravitationnelle est observée lorsque la lumière d'une étoile ou d'une galaxie est déviée par la gravité d'un objet massif, généralement une galaxie ou un amas de galaxies. Lorsque cet objet est positionné sur la ligne de mire entre nous et la source lumineuse, le phénomène produit de multiples images de l'objet d'arrière-plan qui sont à la fois déformées et agrandies. Le principal objectif de recherche du groupe de lentilles gravitationnelles d'ASTRON est d'étudier la distribution de la matière (lumineuse et sombre) dans les galaxies lointaines et de sonder l'Univers à décalage vers le rouge élevé grâce à l'utilisation de lentilles comme télescopes naturels.


Contenu

La microlentille est basée sur l'effet de lentille gravitationnelle. Un objet massif (la lentille) courbera la lumière d'un objet d'arrière-plan lumineux (la source). Cela peut générer plusieurs images déformées, agrandies et éclaircies de la source d'arrière-plan. [9]

La microlentille est causée par le même effet physique que la lentille forte et la lentille faible, mais elle est étudiée à l'aide de techniques d'observation très différentes. Dans les lentilles fortes et faibles, la masse de la lentille est suffisamment grande (masse d'une galaxie ou d'un amas de galaxies) pour que le déplacement de la lumière par la lentille puisse être résolu avec un télescope à haute résolution tel que le télescope spatial Hubble. Avec la microlentille, la masse de la lentille est trop faible (masse d'une planète ou d'une étoile) pour que le déplacement de la lumière soit facilement observé, mais l'éclaircissement apparent de la source peut toujours être détecté. Dans une telle situation, la lentille passera par la source dans un laps de temps raisonnable, de quelques secondes à plusieurs années au lieu de millions d'années. Au fur et à mesure que l'alignement change, la luminosité apparente de la source change, et cela peut être surveillé pour détecter et étudier l'événement. Ainsi, contrairement aux lentilles gravitationnelles fortes et faibles, la microlentille est un événement astronomique transitoire du point de vue de l'échelle de temps humaine. [dix]

Contrairement à la lentille forte et faible, aucune observation ne peut établir qu'une microlentille se produit. Au lieu de cela, la montée et la chute de la luminosité de la source doivent être surveillées dans le temps à l'aide de la photométrie. Cette fonction de luminosité en fonction du temps est connue sous le nom de courbe de lumière. Une courbe de lumière typique des microlentilles est illustrée ci-dessous :

Un événement typique de microlentille comme celui-ci a une forme très simple, et un seul paramètre physique peut être extrait : l'échelle de temps, qui est liée à la masse de la lentille, à la distance et à la vitesse. Cependant, plusieurs effets contribuent à la forme d'événements de lentille plus atypiques :

  • Distribution de masse de lentille. Si la masse de la lentille n'est pas concentrée en un seul point, la courbe de lumière peut être radicalement différente, en particulier avec des événements de croisement caustique, qui peuvent présenter de fortes pointes dans la courbe de lumière. En microlentille, cela peut être vu lorsque la lentille est une étoile binaire ou un système planétaire.
  • Taille de la source finie. Dans les événements de microlentilles extrêmement brillants ou changeant rapidement, comme les événements de croisement caustique, l'étoile source ne peut pas être traitée comme un point de lumière infiniment petit : la taille du disque de l'étoile et même l'assombrissement des membres peuvent modifier des caractéristiques extrêmes. . Pour les événements qui durent des mois, le mouvement de la Terre autour du Soleil peut modifier légèrement l'alignement, affectant la courbe de lumière.

L'accent est actuellement mis principalement sur les événements de microlentille les plus inhabituels, en particulier ceux qui pourraient conduire à la découverte de planètes extrasolaires. Une autre façon d'obtenir plus d'informations sur les événements de microlentille consiste à mesurer les décalages astrométriques de la position de la source au cours de l'événement [11] et même à résoudre les images séparées par interférométrie. [12] La première résolution réussie d'images de microlentille a été obtenue avec l'instrument GRAVITY sur le Very Large Telescope Interferometer (VLTI). [13]

En pratique, parce que l'alignement nécessaire est si précis et difficile à prévoir, la microlentille est très rare. Les événements sont donc généralement trouvés avec des enquêtes, qui surveillent photométriquement des dizaines de millions d'étoiles sources potentielles, tous les quelques jours pendant plusieurs années. Les champs de fond denses appropriés pour de tels relevés sont les galaxies proches, telles que les nuages ​​de Magellan et la galaxie d'Andromède, et le renflement de la Voie lactée. Dans chaque cas, la population de lentilles étudiée comprend les objets entre la Terre et le champ source : pour le bulbe, la population de lentilles est constituée des étoiles du disque de la Voie Lactée, et pour les galaxies externes, la population de lentilles est le halo de la Voie Lactée, ainsi que des objets dans l'autre galaxie elle-même. La densité, la masse et l'emplacement des objets dans ces populations de lentilles déterminent la fréquence de microlentille le long de cette ligne de visée, qui est caractérisée par une valeur connue sous le nom de profondeur optique due à la microlentille. (Ceci ne doit pas être confondu avec le sens plus commun de la profondeur optique, bien qu'il partage certaines propriétés.) La profondeur optique est, grosso modo, la fraction moyenne d'étoiles source subissant une microlentille à un moment donné, ou de manière équivalente la probabilité qu'un une étoile source donnée subit une lentille à un moment donné. Le projet MACHO a trouvé que la profondeur optique vers le LMC était de 1,2 × 10 -7 , [16] et la profondeur optique vers le renflement était de 2,43 × 10 -6, soit environ 1 sur 400 000. [17]

Ce qui complique la recherche est le fait que pour chaque étoile subissant une microlentille, il y a des milliers d'étoiles qui changent de luminosité pour d'autres raisons (environ 2% des étoiles dans un champ source typique sont des étoiles naturellement variables) et d'autres événements transitoires (tels que les novae et supernovae), et ceux-ci doivent être éliminés pour trouver de véritables événements de microlentille. Une fois qu'un événement de microlentille en cours a été identifié, le programme de surveillance qui le détecte alerte souvent la communauté de sa découverte, afin que d'autres programmes spécialisés puissent suivre l'événement plus intensément, dans l'espoir de trouver des écarts intéressants par rapport à la courbe de lumière typique. En effet, ces déviations – notamment celles dues aux exoplanètes – nécessitent d'identifier un suivi horaire, ce que les programmes de prospection ne sont pas en mesure de fournir tout en cherchant de nouveaux événements. La question de savoir comment hiérarchiser les événements en cours pour un suivi détaillé avec des ressources d'observation limitées est très importante pour les chercheurs en microlentille aujourd'hui.

En 1704, Isaac Newton a suggéré qu'un rayon lumineux pouvait être dévié par la gravité. [ citation requise ] En 1801, Johann Georg von Soldner a calculé la quantité de déviation d'un rayon lumineux d'une étoile sous gravité newtonienne. En 1915, Albert Einstein a correctement prédit la quantité de déviation sous la Relativité Générale, qui était deux fois la quantité prédite par von Soldner. La prédiction d'Einstein a été validée par une expédition de 1919 dirigée par Arthur Eddington, qui a été un grand succès précoce pour la Relativité Générale. [18] En 1924, Orest Chwolson a découvert que la lentille pouvait produire plusieurs images de l'étoile. Une prédiction correcte de l'éclaircissement concomitant de la source, la base de la microlentille, a été publiée en 1936 par Einstein. [19] En raison de l'alignement improbable requis, il a conclu qu'« il n'y a pas de grande chance d'observer ce phénomène ». Le cadre théorique moderne de la lentille gravitationnelle a été établi avec des travaux de Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) et Sjur Refsdal (1964). [1]

La lentille gravitationnelle a été observée pour la première fois en 1979, sous la forme d'un quasar lentille par une galaxie au premier plan. La même année, Kyongae Chang et Sjur Refsdal ont montré que les étoiles individuelles de la galaxie lentille pouvaient agir comme des lentilles plus petites à l'intérieur de la lentille principale, faisant fluctuer les images du quasar source sur une échelle de temps de plusieurs mois, également connue sous le nom de lentille Chang-Refsdal. [20] Bohdan Paczyński a d'abord utilisé le terme « microlentille » pour décrire ce phénomène. Ce type de microlentille est difficile à identifier en raison de la variabilité intrinsèque des quasars, mais en 1989 Mike Irwin et al. détection publiée de microlentilles dans la lentille de Huchra.

En 1986, Paczyński a proposé d'utiliser la microlentille pour rechercher de la matière noire sous la forme d'objets de halo compacts massifs (MACHO) dans le halo galactique, en observant les étoiles de fond dans une galaxie voisine. Deux groupes de physiciens des particules travaillant sur la matière noire ont entendu ses exposés et se sont associés à des astronomes pour former la collaboration anglo-australienne MACHO [21] et la collaboration française EROS [22].

En 1986, Robert J. Nemiroff a prédit la probabilité de microlentille [23] et a calculé les courbes de lumière induites par la microlentille de base pour plusieurs configurations lentille-source possibles dans sa thèse de 1987. [24]

En 1991, Mao et Paczyński ont suggéré que la microlentille pourrait être utilisée pour trouver des compagnons binaires aux étoiles, et en 1992 Gould et Loeb ont démontré que la microlentille peut être utilisée pour détecter les exoplanètes. En 1992, Paczyński a fondé l'Expérience de lentille gravitationnelle optique, [25] qui a commencé à rechercher des événements dans la direction du renflement galactique. Les deux premiers événements de microlentille dans la direction du Grand Nuage de Magellan qui pourraient être causés par la matière noire ont été rapportés dans des articles de Nature dos à dos par MACHO [26] et EROS [27] en 1993, et dans les années suivantes, les événements ont continué à être détecté. La collaboration MACHO a pris fin en 1999. Leurs données ont réfuté l'hypothèse selon laquelle 100% du halo sombre comprend des MACHO, mais ils ont trouvé un excès inexpliqué significatif d'environ 20% de la masse du halo, qui pourrait être dû aux MACHO ou aux lentilles au sein du Large Nuage de Magellan lui-même. [28] EROS a par la suite publié des limites supérieures encore plus fortes sur les MACHO, [29] et il n'est actuellement pas certain qu'il y ait un excès de microlentille halo qui pourrait être dû à la matière noire. Le projet SuperMACHO [30] actuellement en cours cherche à localiser les lentilles responsables des résultats de MACHO.

Bien qu'elle ne résolve pas le problème de la matière noire, la microlentille s'est avérée être un outil utile pour de nombreuses applications. Des centaines d'événements de microlentille sont détectés chaque année vers le renflement galactique, où la profondeur optique de la microlentille (due aux étoiles du disque galactique) est environ 20 fois plus grande qu'à travers le halo galactique. En 2007, le projet OGLE a identifié 611 événements candidats, et le projet MOA (une collaboration Japon-Nouvelle-Zélande) [31] en a identifié 488 (bien que tous les candidats ne se révèlent pas être des événements de microlentille, et qu'il existe un chevauchement important entre les deux projets ). En plus de ces relevés, des projets de suivi sont en cours pour étudier en détail les événements potentiellement intéressants en cours, principalement dans le but de détecter des planètes extrasolaires. Ceux-ci incluent MiNDSTEp, [32] RoboNet, [33] MicroFUN [34] et PLANET. [35]

En septembre 2020, des astronomes utilisant des techniques de microlentille ont signalé la détection, pour la première fois, d'une planète voyou de masse terrestre illimitée par aucune étoile et flottant librement dans la galaxie de la Voie lactée. [36] [37]

Les mathématiques de la microlentille, ainsi que la notation moderne, sont décrites par Gould [38] et nous utilisons sa notation dans cette section, bien que d'autres auteurs aient utilisé d'autres notations. Le rayon d'Einstein, également appelé angle d'Einstein, est le rayon angulaire de l'anneau d'Einstein en cas d'alignement parfait. Cela dépend de la masse de la lentille M, de la distance de la lentille dL, et la distance de la source dS:

Pour M égal à 60 masses de Jupiter, dL = 4000 parsecs, et dS = 8000 parsecs (typique pour un événement de microlentille Bulge), le rayon d'Einstein est de 0,00024 secondes d'arc [39] (angle sous-tendu par 1 au à 4000 parsecs). [40] Par comparaison, les observations terrestres idéales ont une résolution angulaire d'environ 0,4 seconde d'arc, 1660 fois plus grande. Depuis θ E > est si petit qu'il n'est généralement pas observé pour un événement typique de microlentille, mais il peut être observé dans certains événements extrêmes comme décrit ci-dessous.

Lors d'un événement de microlentille, la luminosité de la source est amplifiée par un facteur d'amplification A. Ce facteur ne dépend que de la proximité de l'alignement entre l'observateur, la lentille et la source. Le nombre sans unité u est défini comme la séparation angulaire de la lentille et de la source, divisé par θ E > . Le facteur d'amplification est donné en fonction de cette valeur : [41]

Cette fonction a plusieurs propriétés importantes. A(u) est toujours supérieur à 1, donc la microlentille ne peut qu'augmenter la luminosité de l'étoile source, pas la diminuer. A(u) diminue toujours à mesure que u augmente, donc plus l'alignement est proche, plus la source devient lumineuse. Lorsque u tend vers l'infini, A(u) tend vers 1, de sorte qu'à de larges séparations, la microlentille n'a aucun effet. Enfin, lorsque u tend vers 0, pour une source ponctuelle A(u) tend vers l'infini lorsque les images tendent vers un anneau d'Einstein. Pour un alignement parfait (u = 0), A(u) est théoriquement infini. En pratique, les objets du monde réel ne sont pas des sources ponctuelles, et les effets de taille de source finie fixeront une limite à la taille d'une amplification pouvant se produire pour un alignement très proche, [42] mais certains événements de microlentille peuvent provoquer un éclaircissement d'un facteur de centaines.

La valeur minimale de u, appelée umin, détermine la luminosité maximale de l'événement.

Dans un événement typique de microlentille, la courbe de lumière est bien ajustée en supposant que la source est un point, la lentille est une masse ponctuelle unique et la lentille se déplace en ligne droite : le point source-point lentille approximation. Dans ces événements, le seul paramètre physiquement significatif qui peut être mesuré est l'échelle de temps d'Einstein t E > . Étant donné que cet observable est une fonction dégénérée de la masse, de la distance et de la vitesse de la lentille, nous ne pouvons pas déterminer ces paramètres physiques à partir d'un seul événement.

Il est mathématiquement commode d'utiliser les inverses de certaines de ces quantités. Ce sont le mouvement propre d'Einstein

Ces quantités vectorielles pointent dans la direction du mouvement relatif de la lentille par rapport à la source. Certains événements extrêmes de microlentille ne peuvent contraindre qu'une seule composante de ces quantités vectorielles. Si ces paramètres supplémentaires sont entièrement mesurés, les paramètres physiques de la lentille peuvent être résolus en donnant la masse de la lentille, la parallaxe et le mouvement approprié comme

Dans un événement typique de microlentille, la courbe de lumière est bien ajustée en supposant que la source est un point, la lentille est une masse ponctuelle unique et la lentille se déplace en ligne droite : le point source-point lentille approximation. Dans ces événements, le seul paramètre physiquement significatif qui peut être mesuré est l'échelle de temps d'Einstein t E > . Cependant, dans certains cas, les événements peuvent être analysés pour fournir les paramètres supplémentaires de l'angle et de la parallaxe d'Einstein : θ E > et E > . Ceux-ci incluent des événements à très fort grossissement, des lentilles binaires, des événements de parallaxe et de xallarap, et des événements où la lentille est visible.

Événements donnant l'angle d'Einstein Modifier

Bien que l'angle d'Einstein soit trop petit pour être directement visible depuis un télescope au sol, plusieurs techniques ont été proposées pour l'observer.

Si la lentille passe directement devant l'étoile source, alors la taille finie de l'étoile source devient un paramètre important. L'étoile source doit être traitée comme un disque dans le ciel, et non comme un point, ce qui rompt l'approximation point-source et provoque un écart par rapport à la courbe de microlentille traditionnelle qui dure aussi longtemps que la lentille traverse la source, connue sous le nom de une courbe de lumière à source finie. La longueur de cette déviation peut être utilisée pour déterminer le temps nécessaire à la lentille pour traverser le disque de la source star t S > . Si la taille angulaire de la source θ S > est connu, l'angle d'Einstein peut être déterminé comme

Ces mesures sont rares, car elles nécessitent un alignement extrême entre source et lentille. Ils sont plus probables lorsque θ S / θ E / hêta _> est (relativement) grand, c'est-à-dire pour des sources géantes proches avec des lentilles de faible masse lentes à proximité de la source.

Dans les événements de source finie, différentes parties de l'étoile source sont agrandies à des rythmes différents à différents moments au cours de l'événement. Ces événements peuvent ainsi être utilisés pour étudier l'assombrissement des limbes de l'étoile source.

Lentilles binaires Modifier

Si la lentille est une étoile binaire avec une séparation d'environ le rayon d'Einstein, le modèle de grossissement est plus complexe que dans les lentilles à étoile unique. Dans ce cas, il y a généralement trois images lorsque l'objectif est éloigné de la source, mais il existe une plage d'alignements où deux images supplémentaires sont créées. Ces alignements sont appelés caustiques. A ces alignements, le grossissement de la source est formellement infini sous l'approximation point-source.

Les croisements caustiques dans les lentilles binaires peuvent se produire avec une plus large gamme de géométries de lentilles que dans une seule lentille. Comme une caustique source à lentille unique, il faut un temps fini à la source pour traverser la caustique. Si ce temps de traversée caustique t S > peut être mesuré, et si le rayon angulaire de la source est connu, alors à nouveau l'angle d'Einstein peut être déterminé.

Comme dans le cas d'une seule lentille lorsque le grossissement de la source est formellement infini, les lentilles binaires croisées caustiques grossissent différentes parties de l'étoile source à différents moments. Ils peuvent ainsi sonder la structure de la source et son assombrissement des membres.

Une animation d'un événement de lentille binaire peut être trouvée sur cette vidéo YouTube.

Événements produisant la parallaxe d'Einstein Modifier

En principe, la parallaxe d'Einstein peut être mesurée en demandant à deux observateurs d'observer simultanément l'événement à partir de différents endroits, par exemple depuis la terre et depuis un vaisseau spatial distant. [43] La différence d'amplification observée par les deux observateurs donne la composante de π → E >_> perpendiculaire au mouvement de la lentille tandis que la différence de temps de pic d'amplification donne la composante parallèle au mouvement de la lentille. Cette mesure directe a été récemment rapportée [44] à l'aide du télescope spatial Spitzer. Dans des cas extrêmes, les différences peuvent même être mesurables à partir de petites différences observées à partir de télescopes à différents endroits sur la terre. [45]

Plus généralement, la parallaxe d'Einstein est mesurée à partir du mouvement non linéaire de l'observateur causé par la rotation de la terre autour du soleil. Il a été signalé pour la première fois en 1995 [46] et a été signalé dans une poignée d'événements depuis. La parallaxe dans les événements à lentille ponctuelle peut être mieux mesurée dans les événements à longue échelle avec un grand π E > —à partir de lentilles lentes et de faible masse qui sont proches de l'observateur.

Si l'étoile source est une étoile binaire, elle aura également un mouvement non linéaire qui peut également provoquer des changements légers mais détectables dans la courbe de lumière. Cet effet est connu sous le nom de Xallarap (parallaxe épelé à l'envers).

Si l'objet lentille est une étoile avec une planète en orbite, c'est un exemple extrême d'un événement de lentille binaire. Si la source croise un caustique, les écarts par rapport à un événement standard peuvent être importants même pour les planètes de faible masse. Ces écarts nous permettent d'inférer l'existence et de déterminer la masse et la séparation de la planète autour de la lentille. Les écarts durent généralement quelques heures ou quelques jours. Parce que le signal est le plus fort lorsque l'événement lui-même est le plus fort, les événements à fort grossissement sont les candidats les plus prometteurs pour une étude détaillée. En règle générale, une équipe d'enquête informe la communauté lorsqu'elle découvre un événement à fort grossissement en cours. Les groupes de suivi surveillent ensuite intensivement l'événement en cours, dans l'espoir d'obtenir une bonne couverture de l'écart s'il se produit. Lorsque l'événement est terminé, la courbe de lumière est comparée à des modèles théoriques pour trouver les paramètres physiques du système. Les paramètres qui peuvent être déterminés directement à partir de cette comparaison sont le rapport de masse de la planète à l'étoile, et le rapport de la séparation angulaire étoile-planète à l'angle d'Einstein. A partir de ces rapports, ainsi que des hypothèses sur l'étoile lentille, la masse de la planète et sa distance orbitale peuvent être estimées.

Le premier succès de cette technique a été réalisé en 2003 par OGLE et MOA de l'événement de microlentille OGLE 2003-BLG-235 (ou MOA 2003-BLG-53). En combinant leurs données, ils ont trouvé que la masse de la planète la plus probable était 1,5 fois la masse de Jupiter. [47] En avril 2020, 89 exoplanètes avaient été détectées par cette méthode. [48] ​​Des exemples notables incluent OGLE-2005-BLG-071Lb, [49] OGLE-2005-BLG-390Lb, [50] OGLE-2005-BLG-169Lb, [51] deux exoplanètes autour d'OGLE-2006-BLG-109L, [52] et MOA-2007-BLG-192Lb. [53] Notamment, au moment de son annonce en janvier 2006, la planète OGLE-2005-BLG-390Lb avait probablement la masse la plus faible de toutes les exoplanètes connues en orbite autour d'une étoile régulière, avec une médiane à 5,5 fois la masse de la Terre et à peu près un facteur d'incertitude deux. Ce record a été contesté en 2007 par Gliese 581 c avec une masse minimale de 5 masses terrestres, et depuis 2009, Gliese 581 e est l'exoplanète "régulière" la plus légère connue, avec au moins 1,9 masse terrestre. En octobre 2017, OGLE-2016-BLG-1190Lb, une exoplanète extrêmement massive (ou peut-être une naine brune), environ 13,4 fois la masse de Jupiter, a été signalée. [54]

En comparant cette méthode de détection des planètes extrasolaires avec d'autres techniques telles que la méthode du transit, l'un des avantages est que l'intensité de la déviation planétaire ne dépend pas aussi fortement de la masse de la planète que les effets d'autres techniques. Cela rend la microlentille bien adaptée à la recherche de planètes de faible masse. Elle permet également la détection de planètes plus éloignées de l'étoile hôte que la plupart des autres méthodes. Un inconvénient est que le suivi du système de lentilles est très difficile après la fin de l'événement, car il faut beaucoup de temps pour que la lentille et la source soient suffisamment séparées pour les résoudre séparément.

Une lentille atmosphérique terrestre proposée par Yu Wang en 1998 qui utiliserait l'atmosphère terrestre comme une grande lentille pourrait également imager directement des exoplanètes potentiellement habitables à proximité. [55]

Il existe deux types de base d'expériences de microlentille. Les groupes de « recherche » utilisent des images à grand champ pour trouver de nouveaux événements de microlentille. Les groupes de "suivi" coordonnent souvent les télescopes du monde entier pour fournir une couverture intensive d'événements sélectionnés. Les premières expériences avaient toutes des noms quelque peu risqués jusqu'à la formation du groupe PLANET. Il existe actuellement des propositions visant à construire de nouveaux satellites spécialisés en microlentilles ou à utiliser d'autres satellites pour étudier la microlentille.


Considère ceci …

Domaine public

Souvent qualifié de «pionnier des étoiles lointaines», l'astronome Edwin Hubble (1889-1953) a joué un rôle central dans le déchiffrement de la nature vaste et complexe de l'univers. Ses études méticuleuses des nébuleuses spirales ont prouvé l'existence de galaxies autres que notre propre Voie lactée. S'il n'était pas mort subitement en 1953, Hubble aurait remporté cette année-là le prix Nobel de physique.


Contenu

Le terme « quasar » a été utilisé pour la première fois dans un article de l'astrophysicien Hong-Yee Chiu en mai 1964, dans La physique aujourd'hui, pour décrire certains objets astronomiquement déroutants : [15]

Jusqu'à présent, le nom maladroitement long de "sources radio quasi-stellaires" est utilisé pour décrire ces objets. Parce que la nature de ces objets est entièrement inconnue, il est difficile de préparer une nomenclature courte et appropriée pour eux afin que leurs propriétés essentielles soient évidentes à partir de leur nom. Pour plus de commodité, la forme abrégée « quasar » sera utilisée tout au long de cet article.

Modifier l'arrière-plan

Entre 1917 et 1922, il est devenu clair à partir des travaux de Heber Curtis, Ernst Öpik et d'autres, que certains objets ("nébuleuses") vus par les astronomes étaient en fait des galaxies lointaines comme la nôtre. Mais lorsque la radioastronomie a commencé dans les années 1950, les astronomes ont détecté, parmi les galaxies, un petit nombre d'objets anormaux dont les propriétés défiaient toute explication.

Les objets ont émis de grandes quantités de rayonnement de nombreuses fréquences, mais aucune source n'a pu être localisée optiquement, ou dans certains cas seulement un objet faible et ponctuel un peu comme une étoile lointaine. Les raies spectrales de ces objets, qui identifient les éléments chimiques dont l'objet est composé, étaient également extrêmement étranges et défiaient toute explication. Certains d'entre eux ont changé leur luminosité très rapidement dans le domaine optique et encore plus rapidement dans le domaine des rayons X, suggérant une limite supérieure de leur taille, peut-être pas plus grande que notre propre système solaire. [16] Cela implique une densité de puissance extrêmement élevée. [17] Une discussion considérable a eu lieu sur ce que pourraient être ces objets. Ils ont été décrits comme "quasi-stellaire [signification : semblable à une étoile] radios", ou alors "objets quasi-stellaires" (QSOs), un nom qui reflétait leur nature inconnue, et cela est devenu abrégé en "quasar".

Premières observations (années 1960 et antérieures) Modifier

Les premiers quasars (3C 48 et 3C 273) ont été découverts à la fin des années 1950, en tant que sources radio dans des relevés radio tout ciel. [18] [19] [20] [21] Ils ont d'abord été notés comme des sources radio sans objet visible correspondant. En utilisant de petits télescopes et le télescope Lovell comme interféromètre, ils ont montré qu'ils avaient une très petite taille angulaire. [22] En 1960, des centaines de ces objets avaient été enregistrés et publiés dans le Troisième Catalogue de Cambridge pendant que les astronomes scrutaient le ciel à la recherche de leurs homologues optiques. En 1963, une identification définitive de la source radio 3C 48 avec un objet optique a été publiée par Allan Sandage et Thomas A. Matthews. Les astronomes avaient détecté ce qui semblait être une étoile bleu pâle à l'emplacement de la source radio et avaient obtenu son spectre, qui contenait de nombreuses raies d'émission larges inconnues. Le spectre anormal a défié l'interprétation.

L'astronome britannique et australien John Bolton a fait de nombreuses premières observations de quasars, y compris une percée en 1962. Une autre source radio, 3C 273, devait subir cinq occultations par la Lune. Les mesures prises par Cyril Hazard et John Bolton lors de l'une des occultations à l'aide du radiotélescope de Parkes ont permis à Maarten Schmidt de trouver une contrepartie visible à la source radio et d'obtenir un spectre optique à l'aide du télescope Hale de 200 pouces (5,1 m) sur le mont Palomar. Ce spectre a révélé les mêmes raies d'émission étranges. Schmidt a pu démontrer qu'il s'agissait probablement des raies spectrales ordinaires de l'hydrogène décalées vers le rouge de 15,8%, à l'époque, un décalage vers le rouge élevé (avec seulement une poignée de galaxies beaucoup plus faibles connues avec un décalage vers le rouge plus élevé). Si cela était dû au mouvement physique de "l'étoile", alors 3C 273 reculait à une vitesse énorme, autour de 47 000 km/s, bien au-delà de la vitesse de n'importe quelle étoile connue et défiant toute explication évidente. [23] Une vitesse extrême n'aiderait pas non plus à expliquer les énormes émissions radio de 3C 273. Si le décalage vers le rouge était cosmologique (maintenant connu pour être correct), la grande distance impliquait que 3C 273 était bien plus lumineux que n'importe quelle galaxie, mais bien plus compact. En outre, 3C 273 était suffisamment lumineux pour détecter sur des photographies d'archives datant des années 1900, il s'est avéré variable sur des échelles de temps annuelles, ce qui implique qu'une fraction substantielle de la lumière a été émise par une région de moins d'une année-lumière, minuscule par rapport à une galaxie.

Bien qu'elle ait soulevé de nombreuses questions, la découverte de Schmidt a rapidement révolutionné l'observation des quasars. L'étrange spectre de 3C 48 a été rapidement identifié par Schmidt, Greenstein et Oke comme l'hydrogène et le magnésium décalés vers le rouge de 37%. Peu de temps après, deux autres spectres de quasars en 1964 et cinq autres en 1965 ont également été confirmés comme de la lumière ordinaire qui avait été décalée vers le rouge à un degré extrême. [24] Bien que les observations et les décalages vers le rouge eux-mêmes ne soient pas mis en doute, leur interprétation correcte a été fortement débattue, et la suggestion de Bolton selon laquelle le rayonnement détecté par les quasars était des raies spectrales ordinaires provenant de sources distantes fortement décalées vers le rouge avec une vitesse extrême n'était pas largement acceptée à l'époque.

Développement de la compréhension physique (années 1960) Modifier

Un décalage vers le rouge extrême pourrait impliquer une grande distance et une grande vitesse, mais pourrait également être dû à une masse extrême ou peut-être à d'autres lois de la nature inconnues. Une vitesse et une distance extrêmes impliqueraient également une puissance de sortie immense, ce qui manquait d'explication. Les petites tailles ont été confirmées par interférométrie et par l'observation de la vitesse avec laquelle le quasar dans son ensemble variait en sortie, et par leur incapacité à être vu dans les télescopes à lumière visible les plus puissants comme autre chose que de faibles points lumineux semblables à des étoiles. Mais s'ils étaient petits et éloignés dans l'espace, leur puissance de sortie devrait être immense et difficile à expliquer. De même, s'ils étaient très petits et beaucoup plus proches de notre galaxie, il serait facile d'expliquer leur puissance apparente, mais moins facile d'expliquer leurs décalages vers le rouge et l'absence de mouvement détectable sur le fond de l'univers.

Schmidt a noté que le décalage vers le rouge est également associé à l'expansion de l'univers, tel que codifié dans la loi de Hubble. Si le décalage vers le rouge mesuré était dû à l'expansion, cela soutiendrait une interprétation d'objets très éloignés avec une luminosité et une puissance de sortie extraordinairement élevées, bien au-delà de tout objet vu à ce jour. Cette extrême luminosité expliquerait aussi le grand signal radio. Schmidt a conclu que 3C 273 pourrait être soit une étoile individuelle d'environ 10 km de large dans (ou près de) notre galaxie, soit un noyau galactique actif distant. Il a déclaré qu'un objet distant et extrêmement puissant semblait plus susceptible d'être correct. [25]

L'explication de Schmidt pour le redshift élevé n'était pas largement acceptée à l'époque. Une préoccupation majeure était l'énorme quantité d'énergie que ces objets devraient émettre s'ils étaient éloignés. Dans les années 1960, aucun mécanisme communément accepté ne pouvait expliquer cela. L'explication actuellement acceptée, qu'elle est due à la matière dans un disque d'accrétion tombant dans un trou noir supermassif, n'a été suggérée qu'en 1964 par Edwin Salpeter et Yakov Zel'dovich, [26] et même alors, elle a été rejetée par de nombreux astronomes, car dans les années 1960, l'existence des trous noirs était encore largement considérée comme théorique et trop exotique, et parce qu'il n'était pas encore confirmé que de nombreuses galaxies (y compris la nôtre) ont des trous noirs supermassifs en leur centre. Les étranges raies spectrales de leur rayonnement et la vitesse de changement observée dans certains quasars ont également suggéré à de nombreux astronomes et cosmologistes que les objets étaient relativement petits et donc peut-être brillants, massifs et pas loin, de sorte que leurs décalages vers le rouge n'étaient pas dus à la distance. ou vitesse, et doit être dû à une autre raison ou à un processus inconnu, ce qui signifie que les quasars n'étaient pas des objets vraiment puissants ni à des distances extrêmes, comme leur lumière décalée vers le rouge l'implique. A common alternative explanation was that the redshifts were caused by extreme mass (gravitational redshifting explained by general relativity) and not by extreme velocity (explained by special relativity).

Various explanations were proposed during the 1960s and 1970s, each with their own problems. It was suggested that quasars were nearby objects, and that their redshift was not due to the expansion of space (special relativity) but rather to light escaping a deep gravitational well (general relativity). This would require a massive object, which would also explain the high luminosities. However, a star of sufficient mass to produce the measured redshift would be unstable and in excess of the Hayashi limit. [27] Quasars also show forbidden spectral emission lines, previously only seen in hot gaseous nebulae of low density, which would be too diffuse to both generate the observed power and fit within a deep gravitational well. [28] There were also serious concerns regarding the idea of cosmologically distant quasars. One strong argument against them was that they implied energies that were far in excess of known energy conversion processes, including nuclear fusion. There were suggestions that quasars were made of some hitherto unknown form of stable antimatter regions and that this might account for their brightness. [29] Others speculated that quasars were a white hole end of a wormhole, [30] [31] or a chain reaction of numerous supernovae. [32]

Eventually, starting from about the 1970s, many lines of evidence (including the first X-ray space observatories, knowledge of black holes and modern models of cosmology) gradually demonstrated that the quasar redshifts are genuine and due to the expansion of space, that quasars are in fact as powerful and as distant as Schmidt and some other astronomers had suggested, and that their energy source is matter from an accretion disc falling onto a supermassive black hole. [33] This included crucial evidence from optical and X-ray viewing of quasar host galaxies, finding of "intervening" absorption lines, which explained various spectral anomalies, observations from gravitational lensing, Peterson and Gunn's 1971 finding [ citation needed ] that galaxies containing quasars showed the same redshift as the quasars, and Kristian's 1973 finding [ citation needed ] that the "fuzzy" surrounding of many quasars was consistent with a less luminous host galaxy.

This model also fits well with other observations suggesting that many or even most galaxies have a massive central black hole. It would also explain why quasars are more common in the early universe: as a quasar draws matter from its accretion disc, there comes a point when there is less matter nearby, and energy production falls off or ceases, as the quasar becomes a more ordinary type of galaxy.

The accretion-disc energy-production mechanism was finally modeled in the 1970s, and black holes were also directly detected (including evidence showing that supermassive black holes could be found at the centers of our own and many other galaxies), which resolved the concern that quasars were too luminous to be a result of very distant objects or that a suitable mechanism could not be confirmed to exist in nature. By 1987 it was "well accepted" that this was the correct explanation for quasars, [34] and the cosmological distance and energy output of quasars was accepted by almost all researchers.


What is Gravitational Lensing?

Cosmology is the branch of astronomy which asks the biggest questions of all – what is the Universe made of? How did it form? How old is it? What will happen to our Universe in the distant future? How and why do the biggest structures in the Universe come about?

Humanity has been asking questions like this for millennia, but it is only in the past century that modern telescopes have been powerful enough to start providing meaningful answers. Our understanding of the Universe today can be summarised in one simple pie chart:

Figure 1: When light travels near massive astrophysical objects, its path is curved due to gravity, resulting in gravitational lensing. Such a phenomenon can produce Einstein rings and crosses, statistical distortions in the background light from galaxies, and many other intriguing observations. Similarly to light, gravitational waves can be lensed. However, the methods to detect and make use of gravitational-wave lensing are entirely different. Instead of image shape distortions or transient brightening of stars, we focus on repeated gravitational-wave events and frequency-dependent distortions in the gravitational waveforms.


Scientists hunt for evidence of 'lensed' gravitational waves

Artistic impression of lensed gravitational waves, Riccardo Buscicchio (University of Birmingham)

Scientists searching for evidence of lensed gravitational waves have published new research outlining the most recent findings on their quest for the first detection of these elusive signals.

Gravitational lensing has been predicted by Einstein himself, and observed by scientists for decades: light emitted by distant objects in the Universe is bent by the gravitational pull of very massive galaxies, as they cross the line-of-sight of the light source. Sometimes the pull is so strong that two copies of the same source can appear in the sky.

It has been known since the late 1970s the same would happen for gravitational waves. If a lensed gravitational wave were to be detected it would open up avenues for exploring new physics, by unlocking precision cosmology and offering new ways of testing Einstein's general relativity.

However, these effects are extremely hard to detect: if gravitationally lensed light is a 4-leaf clover, a lensed gravitational wave is a needle in a thousand haystacks. Last year, the team in the University's School of Physics and Astronomy and the Institute for Gravitational Wave Astronomy had predicted that these elusive signals were unlikely to be observed by instruments currently operated by the LIGO and Virgo Collaborations. A paper was published in Physical Review Letters , soon followed by a follow-up study in Physical Reviews D.

The methodology developed at the University of Birmingham for quantifying how frequently gravitational wave lensing occurs has now been extensively vetted by the LIGO/Virgo/KAGRA collaboration, and included in a flagship study using most recent detections, published this week on arXiv.

"Here we are, on the second episode of the hunt for lensed gravitational waves, and we are hooked for the finale." says Riccardo Buscicchio, Ph.D. student at the University of Birmingham and a member of the LIGO-Virgo-KAGRA collaboration. "The new collaboration results are in agreement with our previous expectations. The more sensitive the instruments become, the deeper we can look in the distant Universe, the sooner we will find the needle. The constant humming background of faint distant sources already give us some hints of when it could happen."

The study, looking for additional signatures of lensing, includes detailed analyses of other possible effects like microlensing or double images. Riccardo adds: "While no compelling evidence has been found so far, with multiple detectors coming up online in the next decade or so, the prospects are exciting."

Riccardo Buscicchio et al. Constraining the Lensing of Binary Black Holes from Their Stochastic Background, Physical Review Letters (2020). DOI: 10.1103/PhysRevLett.125.141102

Riccardo Buscicchio et al. Constraining the lensing of binary neutron stars from their stochastic background, Physical Review D (2020). DOI: 10.1103/PhysRevD.102.081501


Astronomers Use Gravitational Lensing to Measure Hubble Constant

Astronomers from the international H0LiCOW (H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring) collaboration have made a new measurement of the Hubble constant — a fundamental quantity that describes the rate at which the Universe is expanding — and it doesn’t quite line up with a different estimate of the same number. That discrepancy could hint at ‘new physics’ beyond the Standard Cosmological Model.

RXJ1131-1231 is among the five best lensed quasars discovered to date. The foreground galaxy smears the image of the background quasar into a bright arc (left) and creates a total of four images — three of which can be seen within the arc. Image credit: NASA / ESA / Hubble / S.H. Suyu et al.

The Hubble constant is one of the fundamental quantities describing our Universe.

“The Hubble constant is crucial for modern astronomy as it can help to confirm or refute whether our picture of the Universe — composed of dark energy, dark matter and normal matter — is actually correct, or if we are missing something fundamental,” said Dr. Sherry Suyu of the Max Planck Institute for Astrophysics, lead researcher on the collaboration.

The H0LiCOW team used the NASA/ESA Hubble Space Telescope and several other space- and ground-based telescopes to observe five galaxies in order to arrive at a new measurement of the constant.

The new result is entirely independent and agrees with other measurements of the Hubble constant in the local Universe, measurements that used as their reference points Cepheid variable stars and supernovae.

However, the findings from the team, as well as those from the Cepheids and supernovae, differed from those made previously by ESA’s Planck satellite — in the latter case, measurement of the Hubble constant was made for the early Universe by observing the Cosmic Microwave Background (CMB).

While the Planck measurements agree with our current understanding of the cosmos, the results emanating from measurements for the local Universe disagree with currently accepted theoretical models of the Universe.

“The expansion rate of the Universe is now starting to be measured in different ways with such high precision that actual discrepancies may possibly point towards new physics beyond our current knowledge of the Universe,” Dr. Suyu said.

This montage shows four lensed quasars and the foreground galaxies studied by the H0LICOW collaboration (from top left, clockwise): B1608+656 (two foreground galaxies smeared the light of the more distant quasar’s host galaxy into bright arcs) HE0435-1223 (foreground galaxy creates four almost evenly distributed images of the distant quasar around it) WFI2033-4723 (foreground galaxy creates four distinct images of the distant quasar around it) HE1104-1805 (foreground galaxy creates two distinct images of the distant quasar to both sides of it). Image credit: NASA / ESA / Hubble / S.H. Suyu et al.

The targets of the study were massive galaxies positioned between Earth and very distant quasars — incredibly luminous galaxy cores.

The light from the quasars is bent around the huge masses of the galaxies as a result of strong gravitational lensing. This creates multiple images of the background quasar, some smeared into extended arcs.

Because galaxies do not create perfectly spherical distortions in the fabric of space and the lensing galaxies and quasars are not perfectly aligned, the light from the different images of the background quasar follows paths which have slightly different lengths.

Since the brightness of quasars changes over time, astronomers can see the different images flicker at different times, the delays between them depending on the lengths of the paths the light has taken.

These delays are directly related to the value of the Hubble constant.

The Hubble constant estimate from H0LiCOW, 71.9±2.7 km per second per megaparsec, is accurate to 3.8%.

“To reach that accuracy, we even considered the lensing effects of all other nearby galaxies in our analysis,” said team member Dr. Stefan Hilbert, from the Excellence Cluster Universe.

“An accurate measurement of the Hubble constant is one of the most sought-after prizes in cosmological research today,” added team member Dr. Vivien Bonvin, from EPFL in Switzerland.

“The idea of measuring the Hubble constant using time delays between lensed images of quasars has been around for over 50 years, but it is only recently that such measurements have become possible, thanks to the efforts of our collaboration. The next goal will be to increase the number of lenses used for the analysis,” said team member Dr. Alessandro Sonnenfeld, from the Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe.

“The tension between local and CMB measurements of the Hubble constant is strengthened by the new strong lensing observations,” said team member Dr. Frederic Courbin, also from EPFL.

“The tension can be caused by new physics beyond the Standard Cosmological Model, in particular new forms of dark energy.”

The team’s findings will be published in five papers in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

S.H. Suyu et al. 2017. H0LiCOW I. H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring: Program Overview. MNRAS, submitted for publication arXiv: 1607.00017

D. Sluse et al. 2017. H0LiCOW II. Spectroscopic survey and galaxy-group identification of the strong gravitational lens system HE0435-1223. MNRAS, submitted for publication arXiv: 1607.00382

Cristian E. Rusu et al. 2017. H0LiCOW III. Quantifying the effect of mass along the line of sight to the gravitational lens HE 0435-1223 through weighted galaxy counts. MNRAS, submitted for publication arXiv: 1607.01047

Kenneth C. Wong et al. 2017. H0LiCOW IV. Lens mass model of HE 0435-1223 and blind measurement of its time-delay distance for cosmology. MNRAS, accepted for publication arXiv: 1607.01403

V. Bonvin et al. 2016. H0LiCOW – V. New COSMOGRAIL time delays of HE 0435−1223: H0 to 3.8 per cent precision from strong lensing in a flat ΛCDM model. MNRAS 465 (4): 4914-4930 doi: 10.1093/mnras/stw3006


Watch the video: JE TESTE DES LENTILLES POUR LA PREMIÈRES FOIS! (Janvier 2022).