マイクロレンズ現象 でみる連星系
DESCRIPTION
米原 厚憲 (京都産業大学 理学部). マイクロレンズ現象 でみる連星系. アウトライン. マイクロレンズ現象 マイクロレンズ現象の観測 連星のマイクロレンズ現象 レンズ天体の情報 光源天体の情報. 1.マイクロレンズ現象. 光は直進しない 一般相対論の教え. Einstein (1911) など 天体が存在すれば、その重力で空間が歪む。 光の筋道は曲がって見える。 その“地点”で直進でも、 遠方から見て直進ではない。 (見る人による見え方の違い) ⇒ 観測波長に依存しない現象. θ. β. 重力レンズ現象が起きる状況. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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米原 厚憲(京都産業大学 理学部)
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アウトライン
1. マイクロレンズ現象2. マイクロレンズ現象の観測3. 連星のマイクロレンズ現象4. レンズ天体の情報5. 光源天体の情報
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1.マイクロレンズ現象
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光は直進しない 一般相対論の教え
Einstein (1911) など 天体が存在すれば、その重力で空間が歪む。 光の筋道は曲がって見える。
その“地点”で直進でも、 遠方から見て直進ではない。 (見る人による見え方の違い)
⇒ 観測波長に依存しない現象
222221
222
222 sin
21
21 ddrdr
rc
GMdtc
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重力レンズ現象が起きる状況
私たちから何か物体を見た時、 方向が近く、奥にある物体が影響を受ける
θ
β
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時間の遅れと重力レンズ方程式
主に以下の3式から、「重力レンズ現象がどのように観測されるか」が決まる
1. “ 時間の遅れ”
2. “ レンズ方程式” (一階微分)
3. “ 増光(像の変形)” (二階微分)
)(
2
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期待される現象
1.光の到達時間が遅れる• 光の経路が直線からずれる
⇒ 幾何学的な時間の遅れ• 光が深い重力ポテンシャル中を通過
⇒ 一般相対論的な時間の遅れ
2.光の経路が歪められる• 光の曲がり角は位置に依存する
⇒ 像の変形・増光(拡大)• ‘ あらぬ方向’からも光が届きうる
⇒ 多重像の形成
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Eddington らの観測
恒星の位置が本来の位置からずれている
↓太陽の重力で光の筋道が
曲がったことを検証( 2秒角弱 ~ 太陽直径の約 1/2000)
Dyson, Eddington, Davidson (1920), Philosophical Transactions A, 220, 291-
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Einstein (1936), Science より
(中略)
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恒星が恒星の前を横切るとき
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典型的なスケール2つの像の離角 ~ 1 [mas] ⇒ 空間分解困難(“アインシュタインリング半径”)
現象のタイムスケール ~ 1 [month] ⇒ 時間分解可能
現象の増光には典型的なスケールが無い ↓時間とともに、明るさが変化する現象として観測
)( /
)(1 1
42/12/1
2mas
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kpc
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M
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◎
~
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42/12/11
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◎
~
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Paczynski (1986)銀河ハロー中のダークマター( MACHO )探
し
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2.マイクロレンズ現象の観測
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実際の観測例
Alcock et al. (2000), ApJ, 542, 281
1ヵ月程度での明るさの変化 約6年で、 13 ~ 17 個検出!
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観測から何が得られるか?光度曲線を理論モデルでフィット ⇒ tE 、 m0 、 ( fbl ) 、 umin 、 T0
光源・レンズ天体の距離の推定光源・レンズ天体の速度の推定 (銀河ハロー等の無矛盾な力学モデル) ⇒ レンズ天体の質量の推定 Alcock et al. (2000)
Alcock et al. (1995)
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銀河ハローから銀河バルジへ銀河ハローの MACHO : τ ~ 10-7 ( 100%MACHO は、ほぼ棄却)
銀河の構造・系外惑星探査に有効
銀河バルジ(明るい、近い): τ ~ 10-6 ( e.g., Sumi et al., 1997 )
MOA- @ NZⅡ : 日本などOGLE- @ ChileⅣ : ポーランドなど
現在、~ 103 [event / yr] + 多くの副産物 (前シーズン: MOA- 485Ⅱ 、 OGLE- 1562Ⅳ )
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荒木望遠鏡/ ADLER で観測した天の川中心の3色合成図( CCD: 2k x 2k 、 FOV: 12’ x 12’ )
神山天文台での現象の観測例 1
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神山天文台での現象の観測例2MOA のフォローアップ
マイクロレンズ現象: MOA-BLG-2011-325
実際に取得したデータ
① ② ③
①
②
③
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3.連星のマイクロレンズ現象
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レンズ天体が“連星”の場合
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連星レンズの性質間隔がアインシュタインリング半径程度の時、特に大きな影響が表れる
レンズ天体の質量分布が軸対称ではない ⇒ 新たなパラメター: 質量比、軌道半径 ⇒ 複雑な増光パターンを(数値)計算
軌道周期 ~ tE となると、直線運動では不十分
2
2
2222
1
121
EE
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観測例: MOA2011-BLG-396
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“連星レンズ”の公転が見える場合
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増光パターンのカテゴリー質量比 ( q ) と軌道半径 ( d ) で決まる。
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増光パターンの変遷(間隔の変化)
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連星レンズの検出
マイクロレンズ現象の確率 τ ~ 10-6
恒星の中の連星系の割合 ~ 1/2しかし、 実際の検出:通常の現象の ~ 1/10 レンズが連星系であっても、 連星系らし
い特徴を必ず示すわけではない レンズ・光源天体の経路連星の質量比・軌道半径
(後ほど、もう少し詳しく触れる)
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ちなみに、見かけの連星の場合
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見かけの連星レンズの検出
マイクロレンズ現象の確率 τ ~ 10-6
別の恒星が、アインシュタインリング半径程度近くに存在している(奥行きは違う)確率 ~ マイクロレンズ現象の確率そのもの
ということは、 光度曲線の中に、連星系レンズと思われる特徴を持
つものは、ほぼ全て本当の連星系
(力学的に束縛されているかは簡単にはわからない)
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4.レンズ天体の情報
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光度曲線のモデリング例えば、増光マップを数値計算し、光度曲線の
モデリング、観測とのフィッティングを行う
質量比軌道半径 (軌道周期)
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現実の連星系で期待されるパターン
連星レンズとしては かなり近い
質量比にほぼよらず close のパターン
3/22/16/1
Sun
12/13/13
221
32
[d] 1[kpc] 51q1 107
4
PD
M
Mxxd
PMMGa
S
![Page 32: マイクロレンズ現象 でみる連星系](https://reader030.vdocuments.mx/reader030/viewer/2022020920/56813595550346895d9d07b0/html5/thumbnails/32.jpg)
近年の連星レンズの観測
あらゆる連星の観測に向いているわけではないしかし近年、系外惑星探査を目的とした観測ストラテジー ⇒ 従来よりも多くの連星が観測可能に! (系外惑星の裏付け → 連星レンズの否定)
実際に、数多くの連星レンズ現象が検出 ⇒ モデリングを通して、パラメターを決定 (パラメターの縮退が解けない場合がある)
![Page 33: マイクロレンズ現象 でみる連星系](https://reader030.vdocuments.mx/reader030/viewer/2022020920/56813595550346895d9d07b0/html5/thumbnails/33.jpg)
Shin et al., (arXiv:1109.3295)MOA が発見した連星レンズ現象のまとめ
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つづきMOA が発見した連星レンズ現象のまとめ
![Page 35: マイクロレンズ現象 でみる連星系](https://reader030.vdocuments.mx/reader030/viewer/2022020920/56813595550346895d9d07b0/html5/thumbnails/35.jpg)
つづきMOA が発見した連星レンズ現象のまとめ
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連星の回転が顕著に表れる場合
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連星の公転周期Penny et al., (2011)
こんなものが見えるか?
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Albrow et al., (2000)
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つづき
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5.光源天体の情報
![Page 41: マイクロレンズ現象 でみる連星系](https://reader030.vdocuments.mx/reader030/viewer/2022020920/56813595550346895d9d07b0/html5/thumbnails/41.jpg)
レンズ マッピング
Light curve
•モデルフィッティング•逆問題を解く
caustic
Stro
ng
ly mag
nified
reg
ion
12
1 2
強く増光する領域(狭い!) ↓光源の一部の領域を選択的に増光 ↓光源の輝度分布を推定可能
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光源の輝度分布依存性
caustics を横切る時の 光度曲線の例:
周辺減光のモデル光源のサイズ
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周辺減光込みのフィッティング例
高増光時の詳細な観測 ⇒ 光源の情報
Zub et al., (2011)
Kubas et al., (2005)
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おしまい
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非常に強く増光される領域
「レンズ面 ⇒ 光源面」の変換による、カスプの形成
![Page 46: マイクロレンズ現象 でみる連星系](https://reader030.vdocuments.mx/reader030/viewer/2022020920/56813595550346895d9d07b0/html5/thumbnails/46.jpg)
非常に強く増光される領域付近
光源天体の場所によって、不連続に像の数が変化する。
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降着円盤 マッピング (クェーサー)
Simulated light curve for fold caustics crossing event
Reconstructed emissivity profile
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![Page 49: マイクロレンズ現象 でみる連星系](https://reader030.vdocuments.mx/reader030/viewer/2022020920/56813595550346895d9d07b0/html5/thumbnails/49.jpg)
Disk Model DiagnosisEmissivity Distribution Expected Light Curve
Causticcrossing
The wavelength dependence will tell us physical condition of quasar accretion disks
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Size of an accretion diskVia light curve fitting: (single band observation) finite size source magnification near caustics
Size upper limit < 2000 (AU)