画像クレジット：ESO
ヨーロッパ南天天文台の天文学者たちは、非常にまれな「アインシュタインリング」重力レンズを発見しました。このレンズでは、遠方のクエーサーからの光が、より近い銀河の重力によってゆがめられ、拡大されます。 2つのオブジェクトは非常に接近して整列しているため、クエーサーの画像は、この地球上の私たちの視点から銀河の周りにリングを形成しています。チームは注意深い測定により、クエーサーは63億光年離れており、銀河は35億光年しか離れておらず、これまでに発見された最も近い重力レンズであると判断できました。
La Silla（チリ）のESO 3.6 m望遠鏡を使用して、天文学者の国際チーム[1]が南方の星座クレーター（カップ）に複雑な宇宙の奇跡を発見しました。この「重力レンズ」システムは、同じクエーサーの（少なくとも）4つの画像と、クエーサーが存在する銀河のリング状の画像（「アインシュタインリング」として知られています）で構成されています。この興味をそそる錯覚を引き起こす、より近くのレンズ銀河もよく見えます。
チームは、ESO 3.5 mの新技術望遠鏡（NTT）に搭載された新しいEMMIカメラを使用して、これらのオブジェクトのスペクトルを取得しました。彼らは、レンズ化されたクエーサー[2]が6,300百万光年の距離にあり（その「赤方偏移」はz = 0.66 [3]）、レンズ化された楕円銀河がクエーサーと私たちの間の距離のある荒々しいところにあることを発見しました35億光年（z = 0.3）。
このシステムはRXS J1131-1231に指定されています。これは、これまでに発見された最も重力レンズのクエーサーです。
コズミックミラージュ
「重力レンズ」（「宇宙のミラージュ」としても知られています）の背後にある物理的原理は、アルバートアインシュタインの一般相対性理論の結果として1916年から知られています。巨大なオブジェクトの重力場は宇宙のローカルジオメトリを湾曲させるため、オブジェクトの近くを通過する光線は曲げられます（地球の表面の「直線」のように、地球の表面の曲率のために必然的に湾曲します）。 。
この効果は、1919年に皆既日食の間に天文学者によって最初に観察されました。食された太陽の近くの暗い空に見られる星の正確な位置測定は、アインシュタインの理論によって予測されたのとほぼ同じくらい、太陽と反対の方向の見かけの変位を示しました。この効果は、恒星の光子が私たちに向かう途中で太陽の近くを通過するときの重力引力によるものです。これはまったく新しい現象を直接確認するものであり、物理学における画期的な出来事でした。
1930年代、スイス国籍の天文学者フリッツズウィッキー（1898年-1974年）は、カリフォルニアのウィルソン山天文台で働いていたが、銀河や大きな銀河団が十分にコンパクトで大規模である宇宙でも、同じ効果が起こる可能性があることに気づいたさらに遠くのオブジェクトからの光を曲げます。しかし、1979年に宇宙のミラージュの最初の例が発見されたとき、彼の考えが観察的に確認されたのは50年後のことです（同じ遠方のクエーサーの2つの画像として）。
宇宙のミラージュは通常、クエーサーと私たちの間にある銀河によってレンズされた単一のクエーサーの複数の画像として見られます[2]。クエーサーの画像の数と形は、クエーサー、レンズ銀河、そして私たちの相対的な位置に依存します。さらに、位置合わせが完璧であれば、レンズオブジェクトの周りにリング状の画像も表示されます。このような「アインシュタインリング」は非常にまれですが、ごく少数のケースでのみ観察されています。
重力レンズ効果のもう1つの特別な関心は、同じオブジェクトの2つまたは複数の画像が生成されるだけでなく、通常の光学レンズで発生するように、これらの画像の明るさが大幅に増加することです。これにより、遠方の銀河や銀河団は「自然望遠鏡」として機能し、現在利用可能な天体望遠鏡では検出できないほど遠くにあるはずの遠くの物体を観測できるようになります。
画像鮮明化技術は宇宙のミラージュをよりよく解決します
RXS J1131-1231と指定された新しい重力レンズは、ドミニクスルース（当時チリのESOで博士号を取得した学生）が偶然発見したもので、ラシラ天文台のESO 3.6 m望遠鏡で撮影されたクエーサー画像を検査しています。このシステムの発見は、観測時の良好な観測条件から利益を得ました。これらの画像の簡単な目視検査から、Sluseはシステムに4つの星のような（レンズ付きクエーサー画像）と1つの拡散（レンズ付き銀河）コンポーネントがあると暫定的に結論付けました。
構成要素間の距離が1秒以下の非常に小さいため、地上の大気の乱気流によって引き起こされる避けられない「ぼやけ」効果（「見ること」）により、天文学者は高度な画像鮮鋭化ソフトウェアを使用してその後、正確な明るさと位置の測定を実行できる解像度画像（ESO PR 09/97も参照）。このいわゆる「デコンボリューション」技術により、この複雑なシステムをよりよく視覚化することが可能になり、特に、関連するアインシュタイン環を確認してより目立つようにすることができます。 PR写真20a / 03。
ソースとレンズの識別
天文学者のチーム[1]は、La SillaにあるESO 3.5-m New Technology Telescope（NTT）を使用して、このレンズシステムの個々の画像コンポーネントのスペクトルを取得しました。人間の指紋のように、スペクトルは観測されたオブジェクトの明確な識別を可能にするため、これは必須です。
それでも、宇宙のミラージュのさまざまな画像が空の非常に近くにあり、クリーンで十分に分離されたスペクトルを取得するには、可能な限り最良の条件が必要であるため、これは簡単な作業ではありません。しかし、NTTの優れた光学品質と適度に良好な視界条件（約0.7アーク秒）の組み合わせにより、天文学者は、光源とレンズとして機能する物体の両方の「スペクトルフィンガープリント」を検出できました。 ESO PR写真20b / 03。
スペクトルの評価から、バックグラウンドソースは、赤方偏移がz = 0.66のクエーサーであることがわかりました[3]。これは、約63億光年の距離に相当します。このクエーサーからの光は、赤方偏移z = 0.3、つまり35億光年の距離、またはクエーサーと私たちのほぼ中間の距離にある巨大な楕円銀河によってレンズ処理されます。これは、これまでに知られている最も重力の強いレンズ付きクエーサーです。
レンズの特定の形状とレンズ銀河の位置により、クエーサーが配置されている拡張銀河からの光もレンズ化され、リング状の画像として見えるようになることを示すことができます。これが実際に事実であることは、PR写真20a / 03によって実証されています。PR写真20a / 03は、そのような「アインシュタインリング」の存在を明確に示し、より近くにあるレンズ銀河の画像を囲んでいます。
マクロレンズ内のマイクロレンズ？
このシステムで観察された個々のレンズ画像の特定の構成により、天文学者はシステムの詳細なモデルを作成できました。これから、さまざまなレンズ画像の相対的な明るさについて予測できます。
やや予期せぬことに、クエーサーの3つの最も明るい星のような画像の予測された明るさは、観測されたものと一致しないことがわかりました-それらの1つは、予想よりも1等級（つまり、2.5倍）明るいことが判明しました。この予測は一般相対性理論に疑問を投げかけるものではありませんが、このシステムでは別の効果が働いていることを示唆しています。
チームが進めた仮説は、画像の1つが「マイクロレンズ」の影響を受けるというものです。この効果は、宇宙のミラージュと同じ性質です-オブジェクトの複数の増幅画像が形成されます-この場合、レンズ銀河内の単一の星（または複数の星）によって追加の光線偏向が発生します。その結果、マクロレンズ画像の1つの中にクエーサーの追加の（未解決の）画像があります。
結果は、この特定のイメージの「過剰増幅」です。これが本当にそうであるかどうかは、パラナル（チリ）のESO超大型望遠鏡（VLT）とニューメキシコ（米国）の超大型アレイ（VLA）電波観測所でこの重力レンズシステムの新しい観測によってすぐにテストされます）。
見通し
これまでに、62の複数画像クエーサーが発見され、ほとんどの場合、同じクエーサーの2つまたは4つの画像が表示されています。クエーサーの細長い画像、特にリング状の画像の存在は、しばしば無線波長で観察されます。ただし、これは依然として光学領域ではまれな現象です。これまでに光学/赤外線テレスコープでイメージングされたシステムは4つだけです。
現在発見されている複雑で比較的明るいシステムRXS J1131-1231は、ユニークな天体物理学研究所です。その珍しい特徴（例えば、明るさ、リング形状の画像の存在、小さな赤方偏移、X線と電波放射、可視レンズなど）は、天文学者がその恒星含有量を含むレンズ銀河の特性を研究できるようにします。構造と質量分布を非常に詳細に、そしてソースの形態を調査します。これらの研究では、パラナルのVLT、ニューメキシコのVLA電波干渉計、およびハッブル宇宙望遠鏡で現在取得されている新しい観測を使用します。
詳しくは
このプレスリリースで説明されている研究は、編集者への手紙で発表され、すぐにヨーロッパの専門誌Astronomy＆Astrophysicsに掲載されます（「光学アインシュタインリング候補を使用した4重に画像化されたクエーサー：1RXS J113155.4-123155」、ドミニクSluse et al。）。
重力レンズとこの研究グループの詳細については、次のURLも参照してください。http：//www.astro.ulg.ac.be/GRech/AEOS/。
ノート
[1]：チームは、ドミニクスルーセ、ダミアンフツェムカース、トドリナコス（ESOと宇宙物理学研究所、IAGL）で構成されています。 、フリドリッククルビン、クリストフジャン、ジャンスルデ（IAGL）、マルビナビレレス（ESO）、セルギークミル（シェフチェンコ大学天文台）。
[2]：クエーサーは特に活発な銀河であり、その中心は驚異的な量のエネルギーとエネルギー粒子を放出します。彼らはそれらの中心に巨大なブラックホールを抱いており、周囲の物質がこのブラックホールに落ちるときにエネルギーが生成されると考えられています。この種の物体は1963年にパロマー天文台（カリフォルニア州、米国）でオランダ系アメリカ人の天文学者マーティンシュミットによって最初に発見され、その名前は当時取得された画像上での「星のような」外観を指します。
[3]：天文学では、「赤方偏移」は、オブジェクトのスペクトルの線がより長い波長にシフトする割合を示します。宇宙論的オブジェクトの赤方偏移は距離とともに増加するため、遠隔銀河の観測された赤方偏移もその距離の推定値を提供します。
元のソース：ESOニュースリリース
