重力レンズ効果による天文現象

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重力レンズ効果
アインシュタインリング
形式論
強いレンズ効果
マイクロレンズ効果
弱いレンズ効果
強力なレンズシステム
調査

重力マイクロレンズ効果は、重力レンズ効果によって引き起こされる天文現象です。この現象は、惑星質量から恒星質量まで、あらゆる天体を、その放射する光の種類に関わらず検出することができます。一般的に、天文学者は多くの光を放射する明るい天体（恒星）か、背景の光を遮る大きな天体（ガス雲や塵雲）しか検出できません。これらの天体は、銀河の質量のごく一部を占めるに過ぎません。[説明が必要]マイクロレンズ効果は、ほとんど、あるいは全く放射しない天体の研究を可能にします。

遠方の恒星の光が通過する不規則な太陽系外惑星によって重力マイクロレンズ効果を受ける
遠方の星の光が、主星を通過する太陽系外惑星によって重力マイクロレンズ効果を受ける

遠方の恒星またはクエーサーが、質量の大きいコンパクトな前景天体と十分に一直線に並ぶと、アルバート・アインシュタインが1915年に論じたように、その重力場による光の屈折によって2つの歪んだ像（通常は分解できない）が生じ、観測可能な拡大効果が得られます。この一時的な増光の時間スケールは、前景天体の質量と、背景の「光源」と前景の「レンズ」天体との間の相対的な固有運動に依存します。

理想的に調整されたマイクロレンズ効果は、レンズからの放射と源天体との間に明確な緩衝層を作り出します。遠方の放射源を拡大し、その大きさや明るさを増大させたり、明らかにしたりします。これにより、褐色矮星、赤色矮星、惑星、白色矮星、中性子星、ブラックホール、大質量コンパクトハロー天体といった、暗い天体や暗い天体の研究が可能になります。このようなレンズ効果はあらゆる波長で作用し、あらゆる種類の電磁放射を放射する遠方の放射源天体を拡大し、広範囲にわたる歪みを生み出します。

孤立した天体によるマイクロレンズ効果は1989年に初めて検出された。それ以来、マイクロレンズ効果は暗黒物質の性質の制限、太陽系外惑星の検出、遠方の恒星の縁暗化の研究、連星系の存在の制限、天の川銀河の円盤構造の制限に利用されてきた。マイクロレンズ効果は、褐色矮星やブラックホールなどの暗黒天体の発見、恒星黒点の研究、恒星の回転の測定、クエーサー（その降着円盤を含む）の探査[ 1 ] [ 2 ]の手段としても提案されている。[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]マイクロレンズ効果は2018年に、当時観測された中で最も遠い恒星であったイカロスの検出に使用された。 [ 7 ] [ 8 ]

仕組み

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マイクロレンズ効果は重力レンズ効果に基づいています。質量のある物体（レンズ）が明るい背景物体（光源）からの光を曲げます。これにより、背景光源の複数の歪んだ、拡大された、または明るくなった像が生成されます。[ 9 ]

マイクロレンズ効果は、強い重力レンズ効果や弱い重力レンズ効果と同じ物理的効果によって引き起こされますが、研究対象としている観測技術は大きく異なります。強い重力レンズ効果と弱い重力レンズ効果では、レンズの質量（銀河または銀河団の質量）が十分に大きいため、ハッブル宇宙望遠鏡などの高解像度の望遠鏡を使用して、レンズによる光の変位を分解できます。マイクロレンズ効果の場合、レンズの質量（惑星または恒星の質量）が小さすぎるため、光の変位を容易に観測できませんが、それでも光源の見かけ上の明るさの増加は検出される場合があります。このような状況では、レンズは数百万年ではなく数秒から数年という妥当な時間で光源を通過します。配置が変化すると、光源の見かけ上の明るさが変化するため、これを監視してイベントを検出し、研究することができます。したがって、強い重力レンズや弱い重力レンズとは異なり、マイクロレンズ効果は人間の時間スケールの観点からは一時的な天文現象であり、[ 10 ]時間領域天文学の対象となっています。

強い重力レンズ効果や弱い重力レンズ効果とは異なり、マイクロレンズ効果の発生を単一の観測で確認することはできません。その代わりに、測光法を用いて光源の明るさの増減を経時的に監視する必要があります。この明るさと時間の関数は光度曲線と呼ばれます。典型的なマイクロレンズ効果の光度曲線を以下に示します。

重力マイクロレンズ現象（OGLE-2005-BLG-006）の典型的な光曲線とそのモデル（赤）
重力マイクロレンズ現象（OGLE-2005-BLG-006）の典型的な光曲線とそのモデル（赤）

このような典型的なマイクロレンズ現象は非常に単純な形状をしており、抽出できる物理パラメータは1つだけです。それは、レンズの質量、距離、速度に関連する時間スケールです。しかし、より非典型的なマイクロレンズ現象の形状に影響を与える要因はいくつかあります。

  • レンズ質量分布。レンズ質量が一点に集中していない場合、特に光度曲線に強いスパイクが現れることがある火線交差現象では、光度曲線が劇的に変化する可能性があります。マイクロレンズ効果では、レンズが連星系または惑星系である場合に、この現象が見られます。
  • 光源の大きさは有限です。非常に明るい、あるいは急速に変化するマイクロレンズ現象（例えば、コースティック交差現象）では、光源となる星を無限小の光点として扱うことはできません。星の円盤の大きさや周縁部の暗化によって、極端な特徴が変化する可能性があります。
  • 視差。数か月間続く現象の場合、地球が太陽の周りを回る動きによって位置がわずかに変化し、光度曲線に影響を及ぼすことがあります。

現在、最も注目されているのは、より珍しいマイクロレンズ現象、特に太陽系外惑星の発見につながる可能性のある現象です。

マイクロレンズ現象からより多くの情報を得るもう一つの方法は、現象発生中の天体位置の天文測定学的シフトを測定することであり[ 11 ]、さらには干渉計を用いて個々の画像を分解することさえあります[ 12 ]。マイクロレンズ画像の分解に初めて成功したのは、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）のGRAVITY装置によってでした[ 13 ]。 天体の2つの画像が分解されない場合（つまり、利用可能な装置によって個別に検出できない場合）、測定された位置は2つの位置の平均に明るさで重み付けされたものになります。これは重心の位置と呼ばれます。例えば、天体がレンズの「右側」のはるか遠くにある場合、片方の画像は天体の実際の位置に非常に近く、もう片方の画像はレンズの左側に非常に近く、非常に小さくまたは薄暗いものになります。この場合、重心は実質的に天体と同じ位置にあります。光源の空の位置がレンズの位置に近い場合、主像は光源の真の位置よりも少し右にずれ、重心も真の位置よりも右にずれます。しかし、光源がレンズの位置にさらに近づくと、2つの像は対称となり、明るさも等しくなり、重心は再び光源の真の位置に非常に近くなります。位置合わせが完璧であれば、重心は光源（およびレンズ）と正確に同じ位置になります。この場合、2つの像ではなく、レンズの周りにアインシュタインリングが存在します。 [ 14 ] [ 15 ]

マイクロレンズ効果の観測

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NGC 6553のマイクロレンズ効果を引き起こした天体は、背景にある赤色巨星の光を曲げた。[ 16 ] [ 17 ]

実際には、必要な位置合わせが非常に正確で予測が難しいため、マイクロレンズ効果は非常に稀です。そのため、マイクロレンズ効果は通常、数年にわたって数日ごとに数千万個の潜在的な源星を測光的に監視するサーベイによって発見されます。このようなサーベイに適した高密度背景場としては、マゼラン雲やアンドロメダ銀河などの近傍銀河や、天の川銀河バルジなどがあります。

2014年から2018年にかけてGAIAが観測した銀河地図上のマイクロレンズ効果[ 18 ] [ 19 ]（左下隅のタイマー）

いずれの場合も、研究対象のレンズ種族は、地球と光源フィールドの間にある天体から構成されます。バルジの場合、レンズ種族は天の川銀河のディスク星であり、外部銀河の場合、レンズ種族は天の川銀河のハローと、もう一方の銀河自体の天体です。これらのレンズ種族の天体の密度、質量、および位置によって、その視線に沿ったマイクロレンズ効果の頻度が決定され、これはマイクロレンズ効果による光学的厚さと呼ばれる値で特徴付けられます。(光学的厚さは、より一般的な意味の光学的厚さと混同しないでください。ただし、いくつかの特性を共有しています。) 光学的厚さは、大まかに言えば、特定の時間にマイクロレンズ効果を受けている光源の星の平均割合、または同等に、特定の時間に特定の光源の星がレンズ効果を受けている確率です。 MACHOプロジェクトでは、LMCの光学的厚さは1.2×10-7 [ 20 ] 、バルジの光学的厚さは2.43×10-6、つまり約40万分の1であることが分かりました。[ 21 ]

探索を複雑にしているのは、マイクロレンズ効果を受けている星一つにつき、他の理由（典型的な光源フィールド内の星の約2%は自然変光星）や他の一時的な現象（新星や超新星など）で明るさが変化している星が何千個もあるという事実であり、真のマイクロレンズ現象を見つけるためにはこれらを除外する必要がある。進行中のマイクロレンズ現象が確認されると、それを検出した監視プログラムは多くの場合、その発見をコミュニティに知らせ、他の専門プログラムが、典型的な光度曲線からの興味深い逸脱を見つけようと、より集中的に現象を追跡する。これは、これらの逸脱（特に太陽系外惑星によるもの）を特定するには1時間ごとの監視が必要であり、調査プログラムでは新しい現象の探索中はそれを行うことができないためである。限られた観測リソースで詳細なフォローアップのために進行中の現象をどのように優先順位付けするかという問題は、今日のマイクロレンズ研究者にとって非常に重要である。

歴史

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アイザック・ニュートンは、1704年から1718年にかけて増補された著書『質問』 （質問番号1）で、光線が重力で偏向するかどうか疑問に思っていました。1801年、ヨハン・ゲオルク・フォン・ゾルトナーは、ニュートンの重力下での星からの光線の偏向量を計算しました。1915年、アルバート・アインシュタインは、一般相対性理論による偏向量を正しく予測しましたが、それはゾルトナーの予測の2倍でした。アインシュタインの予測は、アーサー・エディントンが率いる1919年の探検隊によって検証され、一般相対性理論の初期の大きな成功となりました。[ 22 ] 1924年、オレスト・クウォルソンは、レンズ効果によって星の複数の画像が生成される可能性があることを発見しました。マイクロレンズ効果の基礎となる、同時に発生する光源の増光に関する正しい予測は、1936年にアインシュタインによって発表されました。[ 23 ]必要となる可能性の低い位置合わせのため、彼は「この現象を観測できる可能性は低い」と結論付けた。重力レンズ効果の現代的な理論的枠組みは、ユ・クリモフ（1963年）、シドニー・リーベス（1964年）、そしてシュール・レフスダル（1964年）の研究によって確立された。[ 1 ]

重力レンズ効果は1979年に、前景の銀河によってクエーサーがレンズ効果を受ける形で初めて観測されました。同年、Kyongae ChangとSjur Refsdalは、レンズ銀河内の個々の星が主レンズ内で小さなレンズとして作用し、源となるクエーサーの像が数か月のタイムスケールで変動することを示しました。これはChang-Refsdalレンズとしても知られています。[ 24 ] Peter J. Youngはその後、多くの星の同時効果を考慮に入れるために解析を拡張する必要があることに気づきました。[ 25 ] Bohdan Paczyńskiは、この現象を説明するために初めて「マイクロレンズ効果」という用語を使用しました。このタイプのマイクロレンズ効果は、クエーサー固有の変動性のために特定が困難ですが、1989年にMike Irwinらは、このタイプのマイクロレンズ効果を、より正確に識別するための新しい手法を開発しました。フクラのレンズの「アインシュタインの十字」クエーサーの4つの画像のうちの1つにマイクロレンズ効果の検出を発表した。[ 26 ]

1986年、パチンスキーは、近傍銀河の背景星を観測することで、銀河ハロー内の巨大コンパクトハロー天体（ MACHO）の形をした暗黒物質をマイクロレンズ効果で探すことを提案した。暗黒物質を研究していた2つの素粒子物理学者グループが彼の講演を聞き、天文学者らと協力して、英豪共同研究グループ（MACHO）とフランスの共同研究グループ（EROS）が結成された。[要出典]

1986年、ロバート・J・ネミロフはマイクロレンズ効果の可能性を予測し[ 27 ]、1987年の論文でいくつかの可能なレンズ源構成についてマイクロレンズ効果によって誘発される基本的な光曲線を計算した[ 28 ] 。

1991年、マオとパチンスキはマイクロレンズ効果を使って連星の伴星を見つけられるかもしれないと示唆し、1992年にはグールドとローブがマイクロレンズ効果を使って太陽系外惑星を見つけられることを実証した。1992年、パチンスキは光学重力レンズ実験を設立し、銀河のバルジ方向の現象の探索を開始した。大マゼラン雲の方向で暗黒物質によって引き起こされた可能性がある最初の2つのマイクロレンズ現象は、1993年にMACHO [ 29 ]とEROS [ 30 ]によって立て続けにネイチャー誌に報告され、その後も現象が検出され続けた。EROSグループによって検出された最初の2つの現象は、後にマイクロレンズ効果とは異なる起源を持つことが判明した。[ 31 ]この間、孫紅熙は調査からの現象に対する太陽系外惑星のマイクロレンズ効果の理論に取り組んだ。 MACHO共同研究は1999年に終了した。彼らのデータは暗黒ハローの100%がMACHOで構成されているという仮説を反証したが、ハロー質量の約20%が説明のつかない重要な過剰質量であることが判明した。これはMACHOまたは大マゼラン雲自体のレンズによるものかもしれない。[ 32 ]

その後、EROSはMACHOの上限値をさらに厳しく発表したが[ 31 ]、暗黒物質に起因する可能性のあるハローマイクロレンズ効果の過剰が存在するかどうかは現時点では不明である。現在進行中のSuperMACHOプロジェクトは、MACHOの結果の原因となったレンズの特定を目指している。[要出典]

暗黒物質問題を解決するわけではないが、マイクロレンズ効果は多くの用途で有用なツールであることが示されている。銀河バルジ方向では、年間数百のマイクロレンズ効果イベントが検出されており、銀河バルジにおけるマイクロレンズ効果の光学厚み（銀河系ディスク内の星による）は、銀河ハローを通した場合よりも約20倍大きい。2007年には、OGLEプロジェクトで611のイベント候補が特定され、MOAプロジェクト（日本とニュージーランドの共同プロジェクト）[ 33 ]では488のイベント候補が特定された（ただし、すべての候補がマイクロレンズ効果イベントであるとは限らず、2つのプロジェクトの間には大きな重複がある）。これらの調査に加えて、主に太陽系外惑星の検出を目的として、進行中の潜在的に興味深いイベントを詳細に調査するためのフォローアッププロジェクトが進行中である。[要出典]これらには、MiNDSTEp、[ 34 ] RoboNet、[ 35 ] MicroFUN [ 36 ]およびPLANET [ 37 ]が含まれる。

2020年9月、天文学者たちはマイクロレンズ技術を用いて、地球質量で恒星に囲まれず、天の川銀河内で自由に浮遊している惑星を初めて発見したと報告した。[ 38 ] [ 39 ]

マイクロレンズ効果は、発生源を拡大するだけでなく、その見かけの位置も動かします。この効果の持続時間は拡大時間よりも長く、レンズの質量を求めるのに利用できます。2022年には、この手法を用いて、マイクロレンズ現象が検出された直後の2011年8月から6年間に渡るハッブル宇宙望遠鏡の観測によって、孤立した恒星質量ブラックホールを初めて明確に検出したことが報告されました。ブラックホールの質量は太陽の約7倍で、いて座にあり、約1.6キロパーセク (5.2 kly) 離れています。一方、恒星は約6キロパーセク (20 kly) 離れています。銀河系には孤立したブラックホールが何百万個もあり、孤立しているため周囲から放射される放射線がほとんどないため、マイクロレンズ効果によってのみ検出できます。著者らは、ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡やヴェラ・C・ルビン天文台などの将来の観測装置によって、さらに多くの天体が発見されることを期待している。[ 14 ]

数学

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マイクロレンズ効果の数学と現代的な記法はグールド[ 40 ]によって記述されており、本節では彼の記法を用いるが、他の著者らは他の記法を用いている。アインシュタイン半径はアインシュタイン角とも呼ばれ、完全にアライメントされている場合のアインシュタインリングの角半径である。これは、レンズの質量M、レンズまでの距離d L、および光源までの距離d Sに依存する。

θ E ＝ 4 G M c 2 d S − d L d S d L {\displaystyle \theta _{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}-d_{L}}{d_{S}d_{L}}}}}} (ラジアン単位)。

Mが木星質量の60倍、d L = 4000パーセク、d S = 8000パーセク（バルジマイクロレンズ現象の典型値）の場合、アインシュタイン半径は0.00024秒角[ 41 ]（4000パーセクで1 auが占める角度）です。 [ 42 ]比較すると、地球からの理想的な観測では角度分解能は約0.4秒角であり、これは1660倍も大きいです。は非常に小さいため、典型的なマイクロレンズ現象では通常観測されませんが、後述するように、いくつかの極端な現象では観測されることがあります。 θ E {\displaystyle \theta _{E}}

マイクロレンズ現象には明確な始まりや終わりはありませんが、慣習的に、光源とレンズの角度差が 未満である間は現象が継続すると言われています。したがって、現象の持続時間は、レンズが天空で見かけ上移動する時間によって、角度距離 まで移動する時間によって決まります。アインシュタイン半径は、2つのレンズ像間の角度差、およびマイクロレンズ現象の進行過程における像位置の天文測定上のシフト量と同程度の大きさです。 θ E {\displaystyle \theta _{E}} θ E {\displaystyle \theta _{E}}

マイクロレンズ効果が発生すると、光源の明るさは増幅係数Aだけ増幅されます。この係数は、観測者、レンズ、光源の配置の近さにのみ依存します。単位のない数値uは、レンズと光源の角度を で割った値として定義されます。増幅係数は、この値で表されます。[ 43 ] θ E {\displaystyle \theta _{E}}

あ （ あなた ） ＝ あなた 2 + 2 あなた あなた 2 + 4 。 {\displaystyle A(u)={\frac {u^{2}+2}{u{\sqrt {u^{2}+4}}}}。

この関数には、いくつかの重要な特性があります。A(u) は常に 1 より大きいため、マイクロレンズ効果によって光源の星の明るさが増すことはあっても、減ることはありません。A(u) は u が増加すると常に減少するため、光源の位置が近くなるほど、光源は明るくなります。u が無限大に近づくと、A(u) は 1 に近づくため、光源から遠い距離ではマイクロレンズ効果は無効になります。最後に、u が 0 に近づくと、点光源の場合、像がアインシュタイン リングに近づくため、A(u) は無限大に近づきます。完全な位置合わせ (u = 0) の場合、A(u) は理論的には無限大です。実際には、現実世界の物体は点光源ではなく、有限の光源サイズ効果によって、非常に近い位置合わせで発生できる増幅の大きさに限界が設定されますが、[ 44 ]マイクロレンズ効果によって、数百倍に明るくなることもあります。

重力マクロレンズ効果（レンズが銀河または銀河団である）とは異なり、マイクロレンズ効果ではuが短期間で大きく変化します。この時間スケールはアインシュタイン時間と呼ばれ、レンズが天空の光源に対してある角度距離を移動するのにかかる時間で表されます。典型的なマイクロレンズ効果の場合、 uは数日から数ヶ月程度です。関数u(t)は、ピタゴラスの定理によって簡単に決定されます。 t E {\displaystyle t_{E}} θ E {\displaystyle \theta _{E}} t E {\displaystyle t_{E}}

あなた （ t ） ＝ あなた メートル 私 n 2 + （ t − t 0 t E ） 2 。 {\displaystyle u(t)={\sqrt {u_{min}^{2}+\left({\frac {t-t_{0}}{t_{E}}}\right)^{2}}}.}}

u の最小値 (u min )によって、イベントのピーク輝度が決まります。

典型的なマイクロレンズ現象では、光源を点、レンズを単一の質点、そしてレンズが直線的に運動していると仮定することで、光度曲線はよく近似されます（点光源-点レンズ近似）。このような現象において、測定可能な物理的に重要なパラメータはアインシュタイン時間スケールのみです。この観測量はレンズの質量、距離、速度の縮退関数であるため、単一の現象からこれらの物理的パラメータを決定することはできません。 t E {\displaystyle t_{E}}

しかし、一部の極端な事象ではが測定可能な場合もあれば、他の極端な事象では追加のパラメータ、すなわち観測者平面におけるアインシュタインリングの大きさ、いわゆる投影アインシュタイン半径 が測定可能な場合もあります。このパラメータは、衛星観測者など、異なる場所にいる2人の観測者から観測される事象の見え方の違いを表します。投影アインシュタイン半径は、レンズと光源の物理的パラメータと次の関係があります。 θ E {\displaystyle \theta _{E}} r 〜 E {\displaystyle {\tilde {r}}_{E}}

r 〜 E ＝ 4 G M c 2 d S d L d S − d L 。 {\displaystyle {\tilde {r}}_{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}d_{L}}{d_{S}-d_{L}}}}}.}}

これらの量のいくつかの逆数を使うと数学的に便利です。これらはアインシュタインの固有運動です。

μ → E ＝ t E − 1 {\displaystyle {\vec {\mu }}_{E}={t_{E}}^{-1}}

アインシュタイン視差

π → E ＝ r 〜 E − 1 。 {\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}={{\チルダ {r}}_{E}}^{-1}.}

これらのベクトル量は、光源に対するレンズの相対的な動きの方向を示します。一部の極端なマイクロレンズ効果では、これらのベクトル量の1つの成分しか制約されません。これらの追加パラメータが完全に測定されれば、レンズの物理的パラメータを解くことができ、レンズの質量、視差、固有運動は次のように表すことができます。

M ＝ c 2 4 G θ E r 〜 E 、 {\displaystyle M={\frac {c^{2}}{4G}}\theta _{E}{\チルダ {r}}_{E},}
π L ＝ π E θ E + π S 、 {\displaystyle \pi _{L}=\pi _{E}\theta _{E}+\pi _{S},}
μ L ＝ μ E θ E + μ S 。 {\displaystyle \mu _{L}=\mu _{E}\theta _{E}+\mu _{S}.}

極端なマイクロレンズ現象

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典型的なマイクロレンズ現象では、光源を点、レンズを単一の質点、そしてレンズが直線運動していると仮定することで、光度曲線はよく近似されます。これは点光源-点レンズ近似です。これらの現象において、測定可能な物理的に重要なパラメータはアインシュタイン時間スケールのみです。しかし、場合によっては、現象を解析することでアインシュタイン角と視差という追加パラメータが得られます。そして、これらには、非常に高い倍率の現象、連星レンズ、視差、xallarap現象、そしてレンズが見える現象が含まれます。 t E {\displaystyle t_{E}} θ E {\displaystyle \theta _{E}} π E {\displaystyle \pi _{E}}

アインシュタイン角を生み出す出来事

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アインシュタイン角は地上の望遠鏡から直接見るには小さすぎるが、それを観測するためのいくつかの技術が提案されている。

レンズが光源の真正面を通過する場合、光源の有限な大きさが重要なパラメータとなる。光源は点ではなく、天空の円盤として扱う必要があり、点光源近似が崩れ、従来のマイクロレンズ曲線からの偏差が生じる。この偏差は、レンズが光源を横切る時間と同じ長さ続く。これは有限光源光曲線と呼ばれる。この偏差の長さから、レンズが光源の円盤を横切るのに必要な時間を求めることができる。光源の角度の大きさが既知であれば、アインシュタイン角は次のように決定できる。 t S {\displaystyle t_{S}} θ S {\displaystyle \theta _{S}}

θ E = θ S t E t S . {\displaystyle \theta _{E}=\theta _{S}{\frac {t_{E}}{t_{S}}}.}

これらの測定は、光源とレンズの極めて精密な位置合わせを必要とするため、稀です。しかし、比較的大きい場合、つまり、近傍に巨大な光源があり、その近傍で低速で移動する低質量レンズがある場合、測定される可能性が高くなります。 θ S / θ E {\displaystyle \theta _{S}/\theta _{E}}

有限源イベントでは、イベント中の異なる時間に、源星の異なる部分が異なる割合で拡大されます。そのため、これらのイベントは源星の 周辺減光の研究に利用できます。

バイナリレンズ

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レンズが連星で、その距離がアインシュタイン半径程度の場合、単星レンズよりも拡大パターンは複雑になります。この場合、レンズが光源から遠い位置にあるときは通常3つの像が存在します。しかし、2つの像が追加で形成される配置範囲があります。これらの配置は、コースティック（焦線）と呼ばれます。これらの配置では、点光源近似のもとで、光源の拡大は形式的に無限大となります。[要出典]

連星レンズにおける火面交差は、単レンズよりも幅広いレンズ形状で発生する可能性があります。単レンズ光源の火面交差と同様に、光源が火面を横切るには有限の時間がかかります。この火面交差時間を測定でき、光源の角半径が分かれば、アインシュタイン角を決定することができます。[要出典] t S {\displaystyle t_{S}}

単レンズの場合と同様に、光源の拡大率が形式的に無限大となるため、コースティック交差連星レンズは、光源の異なる部分を異なる時間に拡大します。これにより、光源の構造と周辺減光を調べることができます。[要出典]

アインシュタイン視差を生み出す出来事

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原理的には、アインシュタイン視差は、2人の観測者が地球と遠方の宇宙船など異なる場所から同時に観測することで測定できる。[ 45 ] 2人の観測者によって観測された増幅度の差はレンズの運動に垂直な成分を、増幅のピーク時間の差はレンズの運動に平行な成分をもたらす。この直接測定はスピッツァー宇宙望遠鏡を用いて報告されている[ 46 ]。極端な場合には、地球上の異なる場所にある望遠鏡から観測された小さな差、すなわち地球視差からでも測定できる可能性がある。[ 47 ] π → E {\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}}

アインシュタイン視差は軌道視差によっても測定できます。地球の太陽の周りを回転する自転と太陽の銀河系内を移動する観測者の動きによって、マイクロレンズ現象が観測期間ごとに異なる角度から観測されます。これは1995年に初めて報告され[ 48 ]、それ以来、いくつかの事象で報告されています。点レンズ現象における視差は、観測者に近い、低速で低質量のレンズによる、長い時間スケールの事象で最もよく測定されます。 π E {\displaystyle \pi _{E}}

発生源の星が連星である場合、連星も相対運動を起こし、光度曲線に検出可能な変化を引き起こす可能性があります。この効果はXallarap（視差を逆から読むとXallarap）として知られています。

太陽系外惑星の検出

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参照:太陽系外惑星の検出方法 § 重力マイクロレンズ効果
太陽系外惑星の重力マイクロレンズ効果

レンズ効果を及ぼす天体が恒星で、その周囲を惑星が周回している場合、これは連星レンズ現象の極端な例となります。源が火線を横切る場合、低質量の惑星であっても、標準現象からの偏差が大きくなる可能性があります。これらの偏差から、レンズ効果による惑星の存在を推測し、その質量と距離を決定することができます。偏差は通常、数時間から数日間続きます。現象自体が最も強い時に信号も最も強くなるため、高倍率現象は詳細な研究に最も適した候補です。通常、調査チームは進行中の高倍率現象を発見すると、観測コミュニティに通知します。その後、フォローアップグループは進行中の現象を集中的に監視し、偏差が発生した場合にその範囲を十分にカバーすることを期待します。現象が終了すると、光度曲線を理論モデルと比較し、系の物理的パラメータを求めます。この比較から直接決定できるパラメータは、惑星と恒星の質量比と、恒星と惑星の角距離とアインシュタイン角の比です。これらの比率とレンズ星に関する仮定から、惑星の質量と軌道距離を推定することができます。[要出典]

黒いバーは、2014 年までにマイクロレンズ法を使用して発見された太陽系外惑星を年ごとに示しています。

この手法の最初の成功は、2003年にOGLEとMOAの両機関がマイクロレンズ効果イベントOGLE 2003–BLG–235（またはMOA 2003–BLG–53）で達成されました。両機関のデータを組み合わせることで、最も可能性の高い惑星質量は木星の1.5倍であることがわかりました。[ 49 ] 2020年4月現在、この手法によって89個の太陽系外惑星が検出されています。[ 50 ]注目すべき例としては、OGLE-2005-BLG-071Lb、[ 51 ] OGLE-2005-BLG-390Lb、[ 52 ] OGLE-2005-BLG-169Lb、[ 53 ] OGLE-2006-BLG-109Lを周回する2つの太陽系外惑星、[ 54 ] MOA-2007-BLG-192Lbなどがあります。[ 55 ]注目すべきことに、2006年1月に発表された時点では、惑星OGLE-2005-BLG-390Lbは、通常の恒星を周回する既知の太陽系外惑星の中で最も質量が小さく、中央値が地球の5.5倍で、不確実性はおよそ2倍でした。この記録は2007年に地球質量の5倍という最小質量を持つグリーゼ581 cによって破られ、2009年以降は地球質量の1.9倍という最小質量を持つグリーゼ581 eが既知の「通常の」太陽系外惑星の中で最も軽い惑星となっている。2017年10月には、木星の約13.4倍の質量を持つ極めて質量の大きい太陽系外惑星（あるいは褐色矮星の可能性もある）であるOGLE-2016- BLG-1190Lbが報告された。[ 56 ]

この太陽系外惑星検出法をトランジット法などの他の手法と比較すると、惑星の偏角の強さが他の手法ほど惑星の質量に依存しないという利点があります。このため、マイクロレンズ法は低質量惑星の発見に適しています。また、他のほとんどの手法よりも主星から遠く離れた惑星の検出も可能です。欠点は、レンズと源が分離できるほど十分に離れるまでに長い時間がかかるため、イベント終了後のレンズ系の追跡が非常に困難になることです。

1998年にユー・ワンが提案した地球大気レンズは、地球の大気を大型レンズとして利用し、近くの居住可能な太陽系外惑星を直接撮影することもできる。[ 57 ]

マイクロレンズ実験

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マイクロレンズ実験には基本的に2つの種類があります。「探索」グループは、広視野画像を用いて新たなマイクロレンズ現象を発見します。「追跡」グループは、世界中の望遠鏡を調整し、特定の現象を集中的に観測します。PLANETグループが結成されるまで、初期の実験はどれもやや際どい名前が付けられていました。現在、新たな特殊なマイクロレンズ衛星を建造したり、他の衛星を用いてマイクロレンズ現象を研究したりする提案があります。[要出典]

コラボレーションを検索

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  • Alard; Mao; Guibert (1995). 「Object DUO 2：新たな連星レンズ候補」.天文学と天体物理学. 300 : L17. arXiv : astro-ph/9506101 . Bibcode : 1995A&A...300L..17A .バルジの写真乾板検索。
  • EROS（Experience de Recherche des Objets Sombres）（1993–2002）主にフランスによる共同研究。EROS1：大マゼラン雲の写真乾板による探査。EROS2：大マゼラン雲、小マゼラン雲、バルジ、渦巻き腕のCCD探査。
  • MACHO (1993–1999) オーストラリアと米国の共同研究。バルジとLMCのCCD探査。
  • 光学重力レンズ実験（OGLE）（1992年～）は、ポーランドの共同研究機関であるパチンスキとウダルスキによって設立されました。チリに1.3mの専用望遠鏡が設置され、ワルシャワ大学が運用しています。バルジ雲とマゼラン雲を観測対象としています。
  • 天体物理学におけるマイクロレンズ観測（MOA）（1998年～）、日本とニュージーランドの共同研究。ニュージーランドに専用の1.8m望遠鏡が設置された。バルジ雲とマゼラン雲を観測対象とした。
  • MACHO 共同研究の後継であるSuperMACHO (2001 年 - ) は、4 m CTIO 望遠鏡を使用して、微弱な LMC マイクロレンズを研究しました。

フォローアップコラボレーション

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アンドロメダ銀河のピクセルレンズ

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提案された衛星実験

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参照

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参考文献

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