Квазар, фотография которого показана ниже, линзирован, ясно видны четыре изображения. Сейчас, после проведения массовых обзоров квазаров и галактик, таких объектов известно уже достаточно много. И в данном изображении нет ничего особенного, кроме одного: расстояние между наиболее удаленными изображениями данного квазара составляет 14.62". Этот квазар, расположенный на z=1.734 линзируется не галактикой, а скоплением галактик, расположенном на z=0.68.

Авторы описывают методику обработки изображений, для получения качественных данных по гравитационным линзам. Сама статья довльно техническая, но будет интересна тем, кто занимается обработкой изображений.

Результат обработки изображения креста Эйнштейна, полученного на 1.5-метровом телескопе АЗТ-22 на Майданаке.

Еще один проект по поиску пиксельных событий микролинзирования - проект Калар Алто им.Вендельштейна (the Wendelstein Calar Alto Pixellensing Project (WeCAPP)) - начал осуществляться в 1999 году. В этом проекте ведутся наблюдения событий микролинзирования звезд Туманности Андромеды (M31). В этом проекте наблюдается пиксельное микролинзирование, т.е. звезды вне событий линзирования не видны. В данной статье сообщается об открытии двух первых возможных событий. Их кривые блеска показаны на графике.

Очень подробно с примерами из наблюдений гравитационной линзы с четырьмя изображениями Q2237+0305 показано чего можно добиться, если вместо построения фотометрической карты (распределения яркости) проводить пространственно-разрешенную спектроскопию (т.е. в каждой точке изображения строить спектр или, что то же самое, строить набор изображения линзы на разных длинах волн). Метод оказывается очень эффективным: удается избежать ситуаций вырожденной зависимости от параметров, которая часто встречалась в этой области астрофизики. Например, коэффициенты усиления излучения из области узких линий и из области широких линий квазара заметно различаются, они также не совпадают с коэффициентами для инфракрасного и радио диапазонов.

Для объекта Q2237+0305 получены ограничения на распределение в нем темной материи.

Изображения линзированного квазара Q2237+0305 в линии H (слева)
и в запрещенной линии дважды ионизованного кислорода 5007А (справа).

Слабые удаленные галактики с z>5 лучше искать в местах, где они максимально усилены гравитационным линзированием. Такое усиление может достигать 2-4 звездных величин. Однако линзированные изображения галактик очень сильно искажаются, и их становится трудно отождествить. Авторы данной заметки предлагают выделять подобные объекты с помощью анализа спектров, в которых ищется сильно смещенная линия Ly. Ниже приведен пример подобного поиска в скоплении галактик Abell 2218 (которое служит линзой).

Слева - центральная область богатого скопления галактик Abell 2218, в которой ожидаются сильные эффекты гравитационного линзирования для расположенных за ним удаленных галактик. Критические линии для объектов на z=5 показаны пунктиром, прямые линии - границы спектральных сканов. Справа - спектральные сканы, на которых кружками отмечены линии соответствующие галактикам на z=4.86, 4.92 и 5.6.

Авторы считают, что подобный метод позволит обнаруживать галактики на z>8.

Всем кто интересуется математическим аппаратом процесса гравитационного линзирования рекомендую данную статью.

Авторам удалось найти простое выражение для критических кривых двойной гравитационной линзы и на этой основе получить их параметрическое представление. То же самое удалось сделать и для каустик. Теперь можно будет легко конструировать шаблоны кривых блеска, позволяющие определять параметры линзирующей двойной системы.

Критические кривые (слева) и каустики (справа) для двойной гравитационной линзы с расстоянием между компонентами равным Эйнштейновскому радиусу. Точками даны кривые для системы с равными массами компонент, пунктиром - для отношения масс 1/4.

Гравитационное линзирование - мощный инструмент изучения распределения вещества в пространстве. Мы писали о нем неоднократно. Однако, известно всего несколько случаев, когда линзой является спиральная галактика. Один из примеров перед вами: два изображения квазара PMN J2004-1349 - результат гравитационного линзирования на лежащей на луче зрения спиральной галактике. Одно из изображений квазара просвечивает сквозь спиральную ветвь галактики-линзы (из-за этого его блеск ослабляется примерно на 3 звездных величины), что позволяет изучить распределение пыли в ее диске.

Слева и справа - два изображения квазара PMN J2004-1349, в центре - спиральная галактика-линза. Правое изображение квазара заметно ослаблено поглощением в спиральной ветви галактики. На более контрастном изображении (на увеличенном фото справа) видны еще два объекта.

Если осветить черную дыру очень ярким источником света, то откуда бы вы на нее не смотрели, вы можете увидеть рядом с ней (на расстоянии немного больше гравитационного радиуса) несколько светящихся дуг. Это лучи света, отклоненные черной дырой (как мощной гравитационной линзой) на большие углы: самой внешней и яркой будет дуга из "просто" отклоненных лучей, следующая - из лучей сделавших один оборот вокруг черной дыры, затем - два оборота и т.д.

Подобным источником света для сверхмассивной черной дыры в центре Млечного Пути (M~4x10⁶ M_o) может служить самая близкая из обращающихся вокруг нее звезд - звезда с обозначением S2. Это массивная (M_*~15 M_o) и, следовательно, яркая звезда движется вокруг дыры на расстоянии от 130 до 1900 астрономических единиц (у нее очень вытянутая орбита).

Может быть "космическому телескопу следующего поколения" (NGST) удастся зарегистрировать описанное свечение?

Если звезда вращается, то она сама и, что более важно, ее гравитационное поле теряют сферическую симметрию. Причин здесь две: центробежные силы превращают сферическую звезду в сплюснутый эллипсоид вращения (в первом приближении), который имеет несферическое гравитационное поле. Кроме того гравитационное поле любого вращающегося тела отклоняется от сферической симметрии, поскольку в нем проявляются "гравимагнитные" силы (наиболее известный пример - поле Керровской черной дыры). Первый эффект сильнее проявляется у обычных звезд (размеры которых велики, а релятивистские эффекты, наоборот, малы), второй - у нейтронных звезд и черных дыр.

Как это проявляется при гравитационном микролинзировании?

1. Несферическая гравитационная линза создает три (а не два) изображения источника. Дополнительное третье изображение всегда расположено очень близко к линзе.
2. Вблизи линзы возникает область (каустика), при пересечении которой точечным источником его усиление достигает бесконечности.
   
   Пример каустики вблизи однородной вращающейся сферы.
   
   
3. Вращение гравитационной линзы вызывает искажение кривой блеска.

Структура изображений в гравитационной микролинзе. Красные кружки показывают положение линзируемого источника, белые квадраты - изображения создаваемые невращающейся линзой, черные квадраты - вращающаяся однородная сфера. Положение третьего изображения (показано зеленым цветом) практически совпадает с самой линзой.

В гравитационном поле вращающегося тела появляется еще один эффект - гравитационный эффект Фарадея - поворот плоскости поляризации света в результате гравитационного линзирования.

В статье обсуждаются тонкие гравитационные эффекты, возникающие при прохождении линзированных лучей (или лучей, которые испытают линзирование) вблизи двойной системы, которая, естественно, является источников гравитационных волн.

Авторы показывают, что, если луч проходит достаточно близко от двойной, то могут возникать потенциально наблюдаемые эффекты. Правда, вероятность этоочень мала (лучу надо пройти очень близко, а звезды, как известно, разбросаны довольно редко). Единственной хорошей возможность является линзирование на третьем компоненте кратной системы.

В данном обзоре проводится поиск микролинзирования В данном обзоре проводится поиск микролинзирования в направлении Туманности Андромеды. Стоит отметить, что еще 10 лет назад поиски линзирования от М31 велись в России даже без ПЗС матриц - на фотопластинках ( Сажин, Шульга, Горбатько).

Авторы представляют первые результаты обзора MEGA. Зарегистрировано 14 событий. Это немного, но предварительно можно сказать, что данные согласуются с присутствием значительной популяции компактных объектов в гало М31.

По сути дела это небольшой критический обзор по результатам и перспективам микролинзирования, написанный наверное самым компетентным в этой области человеком. В основном Пачинский пишет о своем детище - проекте OGLE, но затрагиваются и другие эксперименты.

По мнению Пачинского в ближайшие год-два мы будем иметь достоверные события микролизнирования, где в качестве линз выступают черные дыры и планеты. Автор описывает имеющиеся кандидаты, методику и эксперименты, с помощью которых кандидаты были выявлены, а также пути повышения достоверности такой информации.

P.S. Симптоматично, что Пачинский уже не первый раз пишет в astro-ph, специально указывая, что статья не направлена ни в какой журнал. Т.е. Архив сам по себе становится носителем уникальных статей не только потому, что их никуда не взяли, но и потому что автор, будучи ученым экстра-класса, считает такую публикацию вполне достаточной.

Гравитационное линзирование - мощный и популярный в последнее время инструмент исследования распределения масс в пространстве. Автор рассматривает всю цепочку масштабов, на которой наблюдается данное явление: галактики (микролинзирование) - скопления галактик - крупномасштабная структура. В обзоре дано необходимое теоретическое введение и подробно рассмотрены все популярные сегодня вопросы.

Переменность квазаров можно объяснять двумя причинами: внутренними и внешними. Внутренние связаны с природой самого квазара (например, переменный темп аккреции или неустойчивости в аккреционном диске и т.д.). Внешняя причина может быть фактически одна - гравитационное линзирование. В зависимости от характера переменности (амплитуда, время ...) это могут быть разные типы линзирования, но особенно существенным оказывается микролинзирование - пролет звезды из окружающей квазар галактики очень близко к лучу зрения. В случае внутренних причин переменности изменение светимости в разных спектральных полосах может быть различным, а общая переменность будет достаточно медленно изменяться при малых изменениях направления испускания излучения. Для линзирования же все будет не так. В (макро)линзированных изображениях квазаров должны будут наблюдаться одни и те же кривые блеска с некоторой временной задержкой. Эффект микролинзирования не зависит от длины волны излучения, кроме того он проявляется в очень узком конусе, т.е. будет виден только в одном из изображений квазара. Последние свойства более похожи на те, что наблюдаются у квазаров. Именно об этом и идет речь в статье. Однако и у этой модели есть свои проблемы, например, она не может объяснить большую долю вспышек с амлитудой >0.35^m и свойства переменности квазаров на z<1.

Слабое гравитационное линзирование напрямую связано с распределением масс во Вселенной (как видимого вещества, так и темной материи). Именно поэтому данный вопрос так привлекает космологов сегодня.

Однако, если смотреть через линзу на однородный фон, то никаких изменений заметить не удастся. Причем это утверждение совершенно не зависит от свойств линзы, она может быть собирающей или рассеивающей, стеклянной или гравитационной.

Влияние линзы можно заметить только на неоднородном фоне, при этом желательно знать как этот фон выглядел изначально, чтобы заметить появившиеся искажения. В этом смысле реликтовый фон (с его незначительными флуктуациями температуры) очень неудачный объект для подобных наблюдений. Ситуация становится существенно лучше, если у реликтового излучения наблюдается не только поток (или температура), но и поляризация.

Все эти вопросы подробно, четко и достаточно строго рассмотрены в данной работе.

За несколько лет работы эксперименты OGLE-I и OGLE-II (Optical Gravitational Lensing Experiment) открыли несколько событий гравитационного микролинзирования в направлении Магеллановых Облаков [теперь таких событий уже несколько десятков] и более сотни событий в балдже Галактики. И это все, что сделано в эксперименте "по его прямому назначению". Зато побочные продукты совершенно великолепны: открыто несколько десятков экзопланет по их прохождениям по дискам звезд, найдено несколько десятков тысяч(!) переменных звезд, большая часть из них классифицирована.

Все ли возможное извлечено из закромов данного эксперимента? Оказывается нет! Доказательством чему является каталог собственных движений 5 078 188 звезд из 49 площадок балджа Галактики, где шли наблюдения в эксперименте OGLE-II. Наблюдения велись с 1997 по 2000 г. в фильтре I (в каталоге звезды от 11 до 18 величины). Индивидуальные измерения положений в этом эксперименте не слишком точны, но за четыре года на каждую звезду пришлось от 138 до 555 наблюдений, что позволило достичь средней точности собственных движений 0.8-3.5^.10^-6 "/год.

По мере охлаждения Вселенной на очень ранних этапах её эволюции (при энергиях вблизи 10²² эВ) некоторые скалярные поля при фазовых переходах могут образовывать очень необычные конструкции - так называемые топологические дефекты - двумерные "доменные стенки", линейные "космические струны" и точечные "монополи" (не путать с магнитными монополями). Поперечные размеры этих объектов чрезвычайно малы. Для астрофизики наиболее интересными из них являются космические струны.

Одним из наиболее наглядных и легко обнаружимых проявлений космических струн является гравитационное линзирование. Оно очень сильно отличается от линзирования на компактных объектах (звёздах, галактиках и скоплениях). При линзировании на комических струнах возникают два расположенных рядом изображения линзируемого объекта без каких-либо заметных искажений формы.

Объект SLC1 (astro-ph/0302547)

До сих пор исследование космических струн было либо чисто теоретическим, либо косвенным (например, их вклад в анизотропию реликтового излучения). Но недавно появился первый кандидат в объекты линзированные космическими струнами - объект SLC-1 - посмотрите на его изображение справа.

Конечно, сразу возрос интерес к поиску таких объектов, и вот перед вами данная статья. Как искать линзированные объекты? На каких красных смещениях? Какими инструментами пользоваться? Вот некоторые из вопросов, рассматриваемых в данной статье.

Типичная геометрия линзирования
на космической струне

Этот обзор состоит из теоретической части, содержит описание методики и результаты высокоточного интегрирования распространения лучей света в пост-Ньютоновском приближении и сравнение численных и аналитических результатов. Авторы показывают, что для астрометрической точности примерно 0.2 микроарксекунды, максимально достигнутой сегодня, достаточно использовать предложенный в 1992 г. Клионером (один из авторов данной статьи) и Копейкиным подход, в котором используется хорошо известное решение задачи о распространении света в поле неподвижного тела. Для тел Солнечной системы этот же подход обеспечиваетя точность до 0.002 микроарксекунды.

Несмотря на подробное и академичное изложение, этот обзор, по-видимому, является еще одним ответом (отрицательным) на интерпретацию эксперимента Копейкина и Фомаллона. "Платон мне друг, но истина дороже".

В последнее время (вновь, после долгого перерыва) возник интерес к поиску эффектов гравитационного линзирования на космических струнах. В отличие от "обычных" гравитационных линз космическая струна является протяженным объектом, в результате чего статистические свойства получающихся изображений будут различаться. Так в области размером в 1 квадратную угловую минуту наблюдается около 100 объектов. Обычная гравитационная линза (галактика), удаленная от нас на красном смещении z~0.5, дает в такой области в среднем 0.1 линзированное изображение (т.е. мы заметим эффект только от одной их десяти потенциальных линз), а от космической струны с тем же z~0.5 ожидается около 5 линзированных изображений. Отсутствие же подобной "цепочки изображений" может служить аргументом против космической струны.

Два предельных варианта струны - прямая (слева) и случайным образом запутанная.

Если посмотреть практически в любую точку неба в мощный телескоп, то мы увидим, что оно плотно покрыто слабыми галактиками - среднее угловое расстояние между такими объектами составляет всего несколько секунд. Поэтому находящиеся на луче более близкие скопления галактик вызывают явления массового гравитационного (макро)линзирования. Это проявляется в искажении формы объектов, которые при сильном линзировании превращаются в тонкие длинные дуги ("арки"). Ниже на фотографии показан один из примеров подобного массового линзирования.

Гравитационное линзирование в скоплении галактик Abell 2218

Статистическое исследование таких явлений может служить хорошим инструментом для проверки космологический моделей (точнее для уточнения значений ряда их параметров). Для этого необходимо сравнивать наблюдаемое количество дуг и их распределение по параметрам с теоретически предсказываемым. До сих пор в подобных исследованиях широко использовались аналитические модели в которых делались два упрощающих предположения: (1) слабость гравитационного линзирования и (2) упрощенные модели распределения вещества в линзах - скоплениях галактик. Для того, чтобы отказаться от этих упрощений, приходится переходить к численному моделированию процессов линзирования.

Авторы данной работы рассмотрели два наиболее типичных усложнения модели линзирующего скопления - наличие в его центре массивной cD галактики и линзирование на сливающихся скоплениях. Их вывод заключается в том, что переход к точному моделированию повышает число дуг, получающихся в результате сильного гравитационного линзирования. Учет cD галактик повышает их число на 50%, а слияние скоплений - до порядка величины.

Причина, по которой космологические параметры влияют на частоту линзирования, достаточно понятна - в зависимости от того чем заполнена Вселенная угловые размеры галактик и скоплений по разному меняются с расстоянием (т.е. с красным смещением) - эти эффекты известны более 30 лет. Однако в последнее время все эти исследования пришлост провозить заново, во-первых, из-за появления большого количества новых наблюдательных данных по макролинзированию и, во-вторых, из-за того, что наши представления об устройстве Вселенной сильно изменились. Вселенная оказазась заполненной невидимым веществом с отрицательным давлением (так называемой "темной энергией") из-за которого ее расширение не замедляется, а ускоряется. Такое исследование проведено в работе А.Дева и Дж.С.Алканиса astro-ph/0305068. На приведенном ниже графике из этой работы показано как число линзированных квазаров меняется в зависимости от космологического параметра q, характеризующего ускорение (или замедление) ее расширения.

Это действительно полноценный обзор - 46 страниц. Наша Вселенная заполнена веществом, причем его распределение на масштабах до сотен мегапарсек - неоднородно. Такие крупномасштабные неоднородности будут вызывать отклонение лучей света, т.е. вся Вселенная в целом и каждая ее достаточно крупная часть в отдельности будут играть роль (гравитационной) линзы. Правда линзы эти будут очень "кривыми".

В обзоре дано общее введение в проблему гравитационного (макро)линзирования, а также подробно рассмотрены вопросы искажения форм галактик и точечных источников, корреляционные свойства возникающих изображений, ограничения на плотность и однородность распределения вещества и другие космологические параметры, и так далее.

Зачем нужны линзированные квазары? Ответ на этот вопрос был получен почти сразу после их открытия. Они нужны для измерения постоянной Хаббла.

Метод ее измерения не изменился за много лет: квазары - переменные объекты, их изображения, возникающие в результате гравитационного линзирования будут изменять свой блеск также как сам квазар, но с некоторой задержкой по времени. Эта задержка будет различной у разных изображений, так как лучи света проходят пути разной длины и, что важнее, движутся в различающихся по силе областях гравитационного поля линзы. Если эта задержка будет измерена, то она, совместно с информацией о расположении изображений на небе, их относительной яркости, красных смещениях и информацией о линзе (если она видна), позволит определить постоянную Хаббла даже по одному квазару! На самом деле, конечно, все оказывается сложнее. В некоторых удачных случаях решение оказывается одно, в других - несколько. В статье приведено 11 линзированных квазаров у которых эти измерения проведены. Во всех случаях одно из решений согласуется со значением постоянной Хаббла полученным другими методами.

Изображения двух линзированных квазаров

Оценки постоянной Хаббла по различным квазарам

Существенная доля небарионной или барионной темной материи галактических гало может быть заключена в Массивных Комактных Объектах (MASCOs - MASsive Compact Objects). Их основное отличие от MACHO (MAssive Compact Halo Objects), которые уже 10 лет изучают в экспериментах по гравитационному оптическому микролинзированию звезд, в массах, типичная масса MACHO примерно 0.5M_o (хотя известны и несколько событий с массами в несколько солнечных), а у MASCO - от 10 до 10000M_o. В этом случае, особенно если массы таких объектов лежат ближе к верхней границе интервала, надо совсем немного тел, чтобы в них содержалась вся масса невидимого гало. Причем обнаружить такие немногочисленные объекты будет очень трудно, несмотря на их высокую массу, но единственным способом это сделать будет все равно гравитационное микролинзирование. Авторы предлагают искать MASCOs так: при радионаблюдении линзированного далекого квазара с несколькими MASCO в гало линзирующей галактики будут вызывать микролинзирование в макролинзовых изображениях. Современная техника VLBI наблюдений со сверхвысоким угловым разрешением (VLBI - это межконтинентальная радиоинтерферометрия), позволяет из обнаруживать. Первым кандидатом на такое обследования является линзированный квазар с 4 изображениями B1422+231. Сам квазар имеет красное смещение z=3.62, а линзирующая его эллиптическая галактика - z=0.34. Авторы показывают (с помощью компьютерной модели), что при угловом разрешении 0.01 mas (mas = милли арк секунда = 10^-6 угловой секунды) можно будет обнаружить MASCO с массой выше 100M_o.

Микролинзовые явления на фоне изображений квазара

Со временем создается все более полное ощущение, что основатель эксперимента OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) мудрый Богдан Пачиньский, предвидел, что прямые результаты всех этих экспериментов будут достаточно ординарными, а побочные (добиться прямого финансирования которых было практически невозможно) - чрезвычайно интересными. Эксперимент OGLE - самый удачный из всех проводившихся экспериментов по поиску гравитационного микролинзирования - регистрирует в направлении на БМО примерно по 10 подобных событий в год. Зато за десять лет проведения этого эксперимента обнаружены и исследованы несколько десятков тысяч(!) переменных звезд. Эти измерения выполнены с высокой точностью (сейчас наблюдения ведутся на более крупном телескопе, чем в начале) и однородностью (все звезды находятся почти на одном и том же расстоянии от нас - около 55 кпк, поглощение света также одинаково). Данная статья посвящена затменным двойным - звездам, которые при движении по орбите периодически закрывают друг друга. Таких звезд на 4.6 квадратных градусах неба, исследовавшихся в 1996-2000 гг. 2580. Для их обнаружения и классификации пришлось использовать автоматическую систему обработки.

Кривые блеска некоторых открытых звезд

Просматриваемая область неба

Более подробную информацию об эксперименте вы можете найти в архиве эксперимента OGLE http://www.astrouw.edu.pl/~ogle или на его зеркале http://bulge.princeton.edu/~ogle

Подробное описание проекта MACHO и основных результатов, полученных в его рамках (напомним, что наблюдениям микролинзирования уже 10 лет! - см. astro-ph/0304252).

Сам проект MACHO собирал данные с 1992 по 1999 гг. Было получено около 100000 изображений. Поэтому обработка всего этого массива занимает очень много времени. Так что вполне уместно говорить о новых результатах, хотя наблюдения уже не ведутся. Подробно описывается "кухня" обработки данных. Обсуждаются различные неопределенности. Интересно описание поисков самих линз - т.е. тел, отклоняющих свет. Ведь на самом деле мы не очень хорошо знаем, что за объекты выступают в роли линз. Отдельно рассматриваются линзы-кандидаты в черные дыры. Сейчас есть два события, оценки массы линз которых дают нижний предел порядка 2 масс Солнца. Если бы это были обычные звезды, то мы бы видели их. Из темных объектов черные дыры наиболее подходят на роль линз в этих двух случаях. Однако, если это и правда черные дыры, то возникает другая проблема - тогда черных дыр в Галактике удивительно много. Так что, как обычно, "многое сделано, но многое еще предстоит".

Короткое (одна лекция) популярное введение в вопросы гравитационного линзирования (как макро, так и микро).

Типичная схема микролинзирования.


Линзирование на слегка сплюснутой линзе
(типичной эллиптической галактике).
Сверху - семь источников излучения, снизу - их изображения.

Микролинзирование: линза (в центре пунктирной окружности) неподвижна, источник (белые кружки) движется по прямой, два его изображения сложным образом перемещаются и меняют размеры и форму. Соотвествующая кривая блеска показана на графике сверху.

В открытии этого квазара совместились две "интересные" особенности: (1) квазар был открыт автоматически, программой, при обработке одного из самых объемных цифровых каталогов галактик SDSS, а это интересное направление сегодняшнего развития астрономии и (2) это оказался сам по себе интересный объект.

Изображение квазара состоит из 5 компонент, из которых в исходном обзоре наблюдались только 2 самые яркие. После обнаружения этого объекта в SDSS были проведены дополнительные наблюдения на 6.5 м телескопе Вальтера Бааде в обсерватории Лас Кампанас (исследование изображения) и на 10 м телескопе Keck II на Мауна Кеа (спектральные исследования). По этим данным максимальное расстояние между компонентами 1.78", красное смещение квазара - z=1.52.

На приведенном рисунке слева показана схема линзированного изображения, а справа - изображение. И там, и там отмечены компоненты квазара. Квадратами показаны линзированные изображения (их 4 - A, B, C и D), треугольником - галактика-линза (G) и кружком (D') - действительное положение квазара. Изображение D - самое яркое. Необычность данного квазара заключается в том, что самое яркое изображение D, расположенние вблизи того места, где должен был бы находиться невозмущенный квазар D' не соответствует по своим свойствам квазару на z~1.5. Однако наличие 3 оставшихся изображений, причем расположенных в "правильных" местах и с примерно равными красными смещениями, служат доказательством того, что мы видим именно гравитационную линзу. Либо это новый, ранее не известный класс "трехкомпонентных" линзированных систем, либо мы имеем дело со сложным случаем поглощения излучения одного из изображений.

Оказывается, прошло уже десять лет с тех пор как начались первые, казавшиеся тогда экзотическими, проекты по поиску микролинзирования: MACHO, EROS и OGLE. В данном обзоре вы найдете описание стандартного события (это уже не столь интересно, т.к. есть масса обзоров, книг и статей по этому вопросу), различных отклонений от него (от ахроматичности или от стандартной симметричной кривой блеска) из-за эффектов параллакса и ксалларапа, конечных размеров линзирующего тела или его двойственности. Особое внимание уделено следующим трем вопросам:

1. поиск компактных темных объектов в гало Галактики;
2. распределение барионной материи во внутренних частях Млечного Пути и туманности Андромеды;
3. изучение потемнения к краю у линзируемых звезд.

Обычно квазары окружены галактиками, точнее находятся в их центрах. Это трудно заметить, так как квазар светит во много раз сильнее, чем галактика. Для таких объектов была предложена модель интенсивной аккреции на сверхмассивную центральную черную дыру. Сегодня такая модель считается общепринятой. Но известны достаточно многочисленные системы, в которых квазар находится не в центре галактики, а рядом с ней. На фотографии показаны изофоты системы, состоящей из галактики NGC 4319 (более крупная сверху) и квазара Маркарян 205. Одно из предложенных для таких пар объяснений - гравитационное линзирование, квазар является усиленным изображением наиболее яркой части галактик (центра). На роль линзы в данной ситуации годится не всякий объект: галактики слишком протяженные, звезды дают очень короткие события. Подходящими кандидатами являются шаровые скопления в гало галактики, лежащей на луче зрения. Эта гипотеза и рассматривается автором статьи.

Гравлинзирование сейчас является одной из самых актуальных тем, т.к. слишком много вокруг нас всего невидимого, что проявляет себя только гравитационно. Это и темное вещество в космологии, и коричневые карлики в гало галактики и многое-многое другое (например, мы сейчас работаем с коллегами из Англии над расчетами астрометрического гравлинзирования на нейтронных звездах - старые нейтронные звезды тоже объекты практически невидимые!).

В работах по линзированию часто приходится сталкиваться с численными расчетами. Собственно, об этом и лекция. Автор рассматривает три основных типа задач: нахождение изображений источника и классификация изображений, распространение света при космологическом линзировании, восстановление распределения массы.

Безусловно, сама работа довольно специальная, но зато многие вещи довольно подробно "разжеваны".

^{(Архив Гравитационное линзирование:} v.2, 2004, v.1, 2002-2003)