Zayıf çekimsel mercek - Weak gravitational lensing

yazı dizisi hakkında bir kısmı
Yerçekimi mercekleme
Einstein halka Formalizm güçlü mercek mikro-mercekleme Zayıf mercek
Güçlü mercek sistemleri Abell 1689  · Abell 2218 CL 0024 + 17  · Mermi kümesi + 0305 QSO2237  · SDSSJ0946 + 1006 B1359 + 154  · QSO 0957 + 561
Anketler Güçlü: SINIFI  · SLACS ( SDSS ) Micro: OGLE Zayıf: DLS  · Pan-STARRS  · CFHTLS  · DES  · LSST  · SNAP  · KADERİ
v t e

Herhangi kitle varlığı yanına ışık geçen yolunu eğilir iken, bu etki nadiren dev ark ve ilişkili birden fazla görüntü üreten güçlü yerçekimsel mercekleme . Evrendeki görme çoğu hatları sapma tek bir arka plan kaynağında tespit etmek imkansız olduğu zayıf merceklenme rejimi, içinde iyice bulunmaktadır. Ancak, bu durumlarda bile, ön plan kitle varlığı mercekleme kütlesi etrafında arkaplan kaynaklarını sistemli hizalama yoluyla tespit edilebilir. Zayıf gravitasyonel mercek böylece doğal olarak istatistiksel ölçüm, ancak bunların bileşim veya dinamik durumu hakkında varsayımlar gerektirmeden astronomik nesnelerin kitleleri ölçmek için bir yol sağlar.

metodoloji

mercekleme ile üretilen tip-, daireler üzerinde hareket gerçek gökada benzer elips bir dağılım bozulmalar. Burada gösterilen bozulma büyük ölçüde gerçek astronomik sistemleri ilişkin olarak büyütülmektedir.

Yerçekimi mercek bir şekilde hareket koordinat dönüşümü bir ön kütlesi yakın plan nesneler (genellikle gökada) görüntülerini deforme eder. Dönüşüm iki terim, ayrılabilir yakınsama ve kesme . Yakınsama terimi boyutlarını artırarak arka plan nesneleri büyütür ve makaslama süreli ön plan kitle etrafında teğet onları uzanır.

Bu teğetsel hizalama ölçmek için, ölçmek için gerekli olan elipslikler arka gökada ve sistematik bir uyum istatistiksel bir hesabını yapmak. Temel sorun, gökadalar içsel dairesel olmaması, yani bunların ölçülen elips kendi içsel elips ve çekim mercek kesme bir kombinasyonudur. Tipik olarak, iç elips (3-300 arasında bir faktör, ön kütlesine bağlı olarak) Bu kesme çok daha büyüktür. Birçok arka plan gökada ölçümler bu "şekil gürültü" aşağı Ortalaması alınacak kombine edilmelidir. Gökada içsel elipsliğinin yönlendirme neredeyse tamamen rastgele olmalıdır, yani çok sayıda galaksiler arasında sistematik bir hizalama genelde merceksel neden olduğu varsayılabilir.

Zayıf mercekleme için diğer bir önemli sorun için düzeltme olan nokta dağılım fonksiyonu gözlenen görüntülerin "gerçek gökyüzü" göreli bulaşmış neden olur dolayı enstrümantal ve atmosferik etkilere (PSF). Bu bulaşma onların gerçek ellipticity ilgili bilgilerden bazıları tahrip küçük nesneleri daha yuvarlak hale getirmek eğilimindedir. Bir başka komplikasyon olarak, PSF tipik olarak tüm rastgele olmayan görüntü, nesnelere elips küçük düzeyde bir ekler, ve aslında, gerçek bir mercek sinyali taklit edebilir. Hatta en modern teleskoplar için, bu etki yerçekimi merceklenme kesme olarak büyüklük en azından aynı düzen genellikle ve çoğunlukla çok daha büyüktür. PSF Düzeltme sahada göre nasıl farklılaştığını için teleskop için bir model inşa gerektirir. Kendi galaksimizde Yıldız PSF'nun doğrudan ölçümünü sağlar ve bunlar genellikle tarafından, böyle bir model oluşturmak için kullanılabilir interpolating yıldız görüntüde görünen noktalar arasında. Bu model daha sonra bulaşmış olanlardan "gerçek" elipslikler yeniden kullanılabilir. Yer-bazlı ve uzay-bazlı verileri tipik olarak alet ve gözlem koşulları farklılıklardan dolayı belirgin bir azalma; prosedürlerini takip.

Açısal çap mesafeleri lensler ve arka plan kaynaklarına fiziksel olarak anlamlı miktarları için gözlenebiliri mercekleme dönüştürmek için önemlidir. Bu mesafeler genellikle kullanılarak tahmin edilmektedir fotometrik kırmızıya kayma olduğunda spektroskopik kırmızıya kayma kullanılamaz. Redshift bilgiler de ön planda veya mercekleme sorumlu kütle ile ilişkili olanlarda başka galaksilerden arkaplan kaynak nüfusunu ayıran önemlidir. Hiçbir kırmızıya kayma bilgilerle, ön plan ve arka plan popülasyonları bir tarafından bölünebilir belirgin büyüklükte veya renk kesim, ama bu çok daha az kesindir.

galaksi kümeleri tarafından Zayıf mercekleme

Arka plan galaksi şekiller üzerinde ön plan gökada kümesinin kütlesi etkileri. (Gökyüzü düzlemine izdüşümü) sol üst paneli gösterir (sarı renkli) küme üyeleri ve (beyaz renkte) arka gökada şekilleri, zayıf mercekleme etkileri gözardı. Sağ alt paneli aynı senaryoyu gösterir ama mercekleme etkilerini içerir. orta panel gözlemciye göre küme ve kaynak galaksiler konumlarının bir 3-b temsilini göstermektedir. Arka plan gökadalar küme etrafında teğet gergin göründüğüne dikkat edin.

Galaksi kümeleri büyük olan kütleçekimsel içerisinde bağlı yapılar Evrenin şeklinde küme içeriğinin yaklaşık% 80 ile karanlık madde . Bu kümelerden çekim alanları onlara yakın yolculuk ışık ışınları saptırmak. Görüldüğü gibi Dünya'nın , bu etki, örneğin birden çok görüntü, yaylar, ve yüzük (kuvvetli mercekleme küme) olarak gözle saptanabilen bir arka plan kaynak nesnenin dramatik bozulmalara neden olabilir. Daha genel olarak, bu etki,% 10 mertebesinde (küme zayıf mercek) arka plan kaynaklarının, küçük, ancak istatistiksel olarak tutarlı bozulmaları neden olur. Abell 1689 , CL 0024 + 17 ve Mermi kümesi merceksel kümelerin en önemli örnekleri arasında yer alıyor.

Tarihçe

Küme güçlü mercekleme etkileri ilk Roger Lynds tarafından tespit edildi NOAO ve Vahe Petrosyan Stanford Üniversitesi 1970'lerin sonlarında galaksi kümelerinin bir ankette dev ışıklı arklar keşfetti. Lynds ve Petrosyan yay kökenini bilmeden 1986 yılında bulgularını yayınladı. 1987 yılında, Genevieve ait Soucail Toulouse Rasathanesi ve onun işbirlikçileri mavi halka şeklindeki yapının verileri sunmuştur Abell 370 ve yerçekimsel mercek yorumunu önerdi. Birinci küme zayıf mercek analizi J. Anthony Tyson, 1990 yılında yürütülmüştür Bell Laboratories ve ortak. Tyson ve diğ. tutarlı bir hizalamasını tespit elipsliğinin bir soluk mavi gökada hem arkasında Abell 1689 ve CL 1409 + 524 . Lensing binlerce küçük bir kısmını araştırmak için bir araç olarak kullanılmıştır bilinen galaksi kümeleri .

Tarihsel olarak, merceksel analizler onların aracılığıyla tespit galaksi kümelerinde gerçekleştirilmiştir baryon içeriği (örn gelen optik veya röntgen anketleri). Mercekleme ile çalışılmıştır galaksi kümelerinin örnek çeşitli seçme etkilere ve böylece maruz kalmıştır; Örneğin, sadece en parlak kümeleri incelenmiştir. 2006 yılında, David Wittman Davis Kaliforniya Üniversitesi'nden ve işbirlikçileri kendi mercekleme sinyalleri, onların baryon içeriğinin tamamen bağımsız aracılığıyla tespit galaksi kümelerinin ilk örneğini yayınladı. Daha büyük kümeler daha yüksek olan mercekleme sinyalleri üretmek çünkü mercekleme sonucunda keşfedilen Kümeler kitle seçimi etkisine maruz kalırlar sinyal-gürültü .

Gözlem ürünler

Yansıtılan kütle yoğunluğu doğrudan yeniden yapılanma ve: iki tip halinde sınıflandırılabilir teknikleri ile mercekli arka gökada elipsliğinin ölçümünden elde edilebilir ters . Bununla birlikte, kütle dağılımı bilgisi olmadan yeniden büyütme kütle levha olarak bilinen bir sınırlama muzdarip dejenere küme yüzey kütle yoğunluğu κ yalnızca kadar belirlenebilir, dönüşüm λ keyfi bir sabittir. Büyütme olmadığı için büyütme bağımsız ölçüm kullanılabilir, bu dejenere kırık olabilir değişmez yukarıda bahsedilen dejenere dönüşüm altında. ${\ Displaystyle \ kappa \ rightarrow \ kappa ^ {\ asal} = \ lambda \ kappa + (1- \ lambda)}$

Bir verilen ağırlık noktasına yeniden yapılandırılmış bir kütle dağılımı ya da optik ya da X-ışını verileri kullanılarak tespit edilebilir küme için, bir model clustrocentric yarıçapın bir fonksiyonu olarak, kesme profilinin uygun olabilir. Örneğin, tekil izotermal küre (SIS) profili ve Navarro-Frenk-Beyaz (NFW) profili , iki sık kullanılanlardır parametrik model . Mercekleme küme bilgisi kırmızıya kayma ve arka plan galaksilerin Kırmızı dağılımı da bir model uygunluğundan kütle ve boyut tahmini için gereklidir; Bu kırmızıya kayma kullanılarak hassas bir şekilde ölçülebilir spektroskopisi veya fotometri kullanarak tahmin . Zayıf mercekleme gelen bireysel kütle tahminleri sadece en büyük kümeler için elde edilebilir ve bu kitle tahminlerinin doğruluk görüş hattı boyunca projeksiyonları ile sınırlıdır.

Bilimsel etkileri

Bir çekimsel analizinden (karanlık madde hakim) toplam kütlesi konturları ile Hubble Uzay Teleskobu Bullet Kümesi resmi bindirilmiş.

Yöntem dinamik eyalet veya hakkında hiç varsayımı gerektirdiğinden mercekleme tarafından belirlenen küme kitle tahminleri değerlidir yıldız oluşum tarihinin söz konusu kümenin. Mercekleme kitle haritalar da potansiyel olarak "karanlık kümeleri," kara madde çok yoğun konsantrasyonlarını ama baryonik maddenin nispeten önemsiz miktarlarda içeren kümeleri ortaya çıkarabilir. Karanlık madde dağılımının karşılaştırılması optik ve X-ışını verileri kullanılarak baryonların dağılımı ile mercekleme kullanarak karanlık madde etkileşimi ortaya çıkarır eşlenen yıldız ve gaz bileşenleri. Böyle bir ortak analizin Bunun en belirgin örneği sözde olduğu Mermi kümesi . Mermi kümesi veri ışığı, gaz, ve bu şekilde karanlık madde dağılımlarını ilişkin modellerde kısıtlamaları sağlamak Modifiye Newton dinamikleri (MOND) ve Λ Soğuk karanlık madde (Λ-CDM) .

Kütle ve kırmızıya kayma bir fonksiyonu olarak küme sayısı yoğunluğu yatan duyarlı olduğu için prensip olarak, kozmolojisinde , geniş, zayıf mercek türetilen küme sayımları anketler kozmik parametreleri sınırlamak mümkün olmalıdır. Ancak uygulamada, görüş hattı boyunca projeksiyonları birçok neden yanlış pozitif . Zayıf mercek de kullanılabilir kalibre bu ilişki bir içsel olması beklenmektedir, ancak kümelerin bir topluluk etrafında istiflenmiş zayıf mercek sinyal ile seri gözlemlenebilir ilişki dağılım . Gelecekte Kozmolojinin hassas bir prob olduğu anlaşılır kümeleri merceksel için amacıyla, uzantı, etkileri ve mercek kütle gözlemlenebilir ilgili olarak dağılım iyice karakterize modellenebilir gerekir.

Galaksi galaksi mercekleme

Galaxy-Galaxy mercek zayıf (ve bazen güçlü) özel bir tip olan yerçekimi mercekleme arka gökada şekilleri saptırılmasından sorumlu ön plan nesne kendisi tek olduğu, gökada bir karşıt olarak ( Galaxy küme ya da büyük ölçekli yapısı evrenin ). Zayıf merceklerdeki üç tipik kütle rejimleri arasında, Galaxy-Galaxy mercek bağlı kozmik makaslamaya bir "orta seviye" sinyali (~% 1 kayma bağıntı) sinyalinden daha nedeniyle küme mercekleme sinyal daha zayıf, fakat güçlü üretir .

Tarihçe

Onların çalışmanın gözlemsel sonuçları yetersizdi olsa JA Tyson ve işbirlikçileri ilk 1984 yılında galaksi galaksi mercekleme kavramını öne sürdü. Böyle bozulma kanıt geçici 2000 yılına kadar yayınlanmamış ilk istatistiksel olarak anlamlı sonuçlarla, keşfedilen 1996 kadar değildi bu ilk keşifler, daha büyük, yüksek çözünürlüklü teleskop yapımı ve adanmış geniş alan gelişiyle bu yana galaksi anketler var büyük ölçüde, bir gökadalar çok daha sağlam istatistiksel numune için izin arka kaynağı ve ön mercek gökada hem gözlemlenen sayısı yoğunluğuna artış tespit etmek için mercek sinyal çok daha kolay hale getirildi. Günümüzde bağlı Galaxy-Galaxy mercekleme kayma sinyalini ölçme yaygın olarak kullanılan bir tekniktir Gözlemsel astronomi ve kozmolojiye genellikle ön galaksilerin fiziksel vasıflarının saptanmasında söz konusu diğer ölçümler ile paralel olarak kullanılır.

İstifleme

Çok gibi küme ölçekli zayıf merceklerdeki bir Galaxy-Galaxy kesme sinyali tespit arka plan kaynak gökada şekiller ölçebilir ve ardından lens göre istatistiksel şekil korelasyonlar (spesifik olarak, kaynak Galaxy şekilleri teğet uyumlu olmalıdır, aramaya bir gerektirir merkezi.) prensip olarak, bu sinyal herhangi bir bireysel ön plan lens etrafında ölçülebilir. Ancak uygulamada, bağlı alan lens nispeten düşük kütle ve arka plan kaynaklarının içsel şeklinde doğal rasgelelik ( "gürültü şekil") için, sinyal Galaxy bazında bir Galaxy ölçülmesi imkansızdır. Bununla birlikte, ( "yığın" olarak bilinen bir teknik) çok sayıda tek tek mercek ölçümlerinin sinyallerini birleştirerek, sinyal-gürültü oranı bir istatistiksel olarak önemli bir işaretini belirlemek için izin artıracak tüm mercek grubu üzerinden ortalaması alınmaktadır.

Bilimsel uygulamalar

(Yerçekimi mercekleme diğer her türlü benzeri) Galaxy-Galaxy mercek ile ilgili çeşitli miktarlarının ölçülmesi için kullanılan kütle :

Kütle yoğunluğu profilleri

Bu profiller yerine daha büyük kümeler veya grupların Galaxy boyutlu nesnelerine karşı gelmektedir da küme ölçekli merceklerdeki benzer teknikleri kullanarak, Galaxy-Galaxy mercek, kütle yoğunluğu profilleri şekli ile ilgili bilgi sağlayabilir. Arka plan kaynaklarının yeterince yüksek sayıyla yoğunlukta göz önüne alındığında, tipik Galaxy-Galaxy kütle yoğunluğu profili (~ 1 ~ 100 ila mesafeleri geniş bir kapak olabilir etkili yarıçapları ). Gökada merkezi çekirdeklerden: mercekleme etkileri madde türüne karşı duyarsız olduğu için, bir Galaxy-Galaxy kütle yoğunluğu profili madde ortamları geniş bir prob için kullanılabilir baryonlar dış için, toplam kütle fraksiyonu hakim haleler burada karanlık madde daha yaygındır.

Kütle için ışık oranları

Ölçülen kütle karşılaştırılması parlaklık spesifik olarak (galaksi yığını üzerinde ortalaması) filtre , Galaxy-Galaxy mercek de ışık tutabilir ışık oranlarda kütle alanı gökada. Spesifik olarak, merceklerdeki boyunca ölçülen miktar, toplam (veya virial ışık oranı) kütle - nedeniyle yine tür maddeye mercekleme hassasiyetsizlik. Işık madde koyu inilirse olabilir varsayıldığında, bu miktar evrenin karanlık maddenin baryonların genel oranı ile ilgili bilgiler sağlayabilir toplam maddeye ışık (Baryonik) maddenin oranının ölçülmesi için, özel bir önem taşır.

Galaxy kitle evrimi

Yana ışık hızı sonlu, yeryüzündeki bir gözlemci de bugün görünmüyor olarak uzak gökadaları göreceksiniz, ancak daha önceki bazı anda göründü doğrusu olarak. Sadece belirli bir kırmızıya kayma yalan bir galaksi galaksi mercekleme çalışmanın mercek örneğini kısıtlayarak, daha önceki dönemlerinde mevcut alan galaksilerin kütlesi özelliklerini anlamak mümkündür. (Farklı kırmızıya kayma kapsayan her çalışma ile) birkaç tür kırmızıya kayma kısıtlamalı mercekleme çalışmaların sonuçları karşılaştırıldığında, bir kaç bir süre içinde galaksilerin kütlesi özelliklerde değişiklikler gözlemlemek başlayabilir dönemini kütlenin evrim daha iyi anlamaya neden olacak, En küçük kozmolojik ölçeklerde.

Diğer kitle eğilimler

Objektif kırmızıya kayma galaksi popülasyonları arasındaki kütle farklılıkları okuyan zaman değiştirilebilir ilgi sadece miktar değildir ve çoğu zaman galaksi galaksi mercek yığınlarının içine nesneleri segregasyon esnasında kullanılan çeşitli parametreler vardır. İki yaygın olarak kullanılan kriterler galaksi olan renk ve morfoloji , (diğer şeyler arasında) ait izleyiciler olarak hareket yıldız nüfusu, galaksi yaş ve yerel kitle ortamı. Bu özelliklerine dayanarak objektif galaksileri ayıran ve sonra ileri kırmızıya kayma dayalı örnekleri ayırararak, galaksilerin farklı türleri zaman içinde gelişmeye nasıl birkaç görmek için galaksi galaksi mercekleme kullanmak mümkündür.

kozmik kayma

Tarafından çekim mercek büyük ölçekli yapısı , aynı zamanda arka gökadalarda hizalanmalar gözlenebilir bir model üretir, ancak bu distorsiyonun% 0.1 -1% olduğu - grup veya Galaxy-Galaxy mercekleme çok daha ince. İnce mercek yaklaşım yapıları görüş hattı boyunca ince uzun olması nedeniyle genellikle küme ve galaksi mercekleme kullanılan her zaman bu rejimde çalışmıyor. Bunun yerine, bozulma sapma açısı her zaman küçük olduğu varsayılarak elde edilebilir (bakınız Yerçekimi Lensing Formalizmi ). İnce mercek durumunda olduğu gibi, etki unlensed açısal pozisyondan bir haritalama olarak yazılabilir mercekli pozisyona . Jakobiyen dönüşümü çekim potansiyelinin üzerinde ayrılmaz olarak yazılabilir görüş hattı boyunca ${\ Displaystyle {\ vec {\ p}}}$${\ Displaystyle {\ vec {\ teta}}}$${\ Displaystyle \ Phi}$

${\ Displaystyle {\ frac {\ kısmi \ p _ {i}} {\ kısmi \ teta _ {j}}} = \ ö _ {ij} + \ int _ {0} ^ {r _ {\ infty}} DRG (r) {\ frac {\ kısmi ^ {2} \ Phi ({\ vec {x}} (r))} {\ kısmi x ^ {i} \ kısmi x ^ {j}}}}$

burada bir Comoving mesafesi , enine mesafeler ve ${\ Displaystyle R}$${\ Displaystyle x ^ {i}}$

${\ Displaystyle gr (r) = 2r \ int _ {r} ^ {r _ {\ infty}} \ sol (1 - {\ frac {r ^ {\ asal}} {R}} \ sağ) W (r ^ {\asal })}$

bir mercek çekirdek kaynaklarının dağıtımı için mercekleme etkinliğini tanımlar . ${\ Displaystyle W (r)}$

İnce mercek yaklaşımında olduğu gibi, Jacobi ayrılacak olabilir kesme ve yakınsama açısından .

Kayma korelasyon fonksiyonları

Büyük ölçekli kozmik yapıları iyi tanımlanmış bir konuma sahip olduğundan, kozmik yerçekimi mercek tespit tipik olarak hesaplama içeren kesme bağıntı fonksiyonlarının bu noktalar arasındaki mesafenin bir fonksiyonu olarak iki noktada kesme ortalama ürünü ölçmek. Kesmenin iki bileşeni olduğundan, üç farklı korelasyon fonksiyonları tanımlanabilir:

${\ Displaystyle \ xi _ {++} (\ Delta \ teta) = \ langle \ y _ {+} ({\ vec {\ teta}}) \ y _ {+} ({\ vec {\ teta}} + {\ vec {\ Delta \ teta}}) \ rangle}$

${\ Displaystyle \ xi _ {\ kez \ kez} (\ Delta \ teta) = \ langle \ y _ {\ kez} ({\ vec {\ teta}}) \ y _ {\ kez} ({\ vec { \ teta}} + {\ vec {\ Delta \ teta}}) \ rangle}$

${\ Displaystyle \ xi _ {\ zamanlar} (\ Delta \ teta) = \ xi _ {+ \ kez} (\ Delta \ teta) = \ langle \ y _ {+} ({\ vec {\ teta}} ) \ y _ {\ kez} ({\ vec {\ teta}} + {\ vec {\ Delta \ teta}}) \ rangle}$

burada boyunca veya dikey bileşeni , ve 45 ° 'de bir bileşendir. Bu korelasyon fonksiyonları genellikle birçok gökada çiftleri üzerinden ortalama hesaplanır. Geçen korelasyon fonksiyonu, bu yüzden sık sık bir işareti olarak yorumlanır sıfır ile tutarsız bu işlev için bir değerini ölçmek, hiç mercekleme etkilenmez sistematik hata . ${\ Displaystyle \ y _ {+ ~}}$${\ Displaystyle {\ vec {\ Delta \ teta}}}$${\ Displaystyle \ y _ {\ kez}}$${\ Displaystyle \ xi _ {\ zamanlar}}$

Fonksiyonları ve dönüşümü Fourier ile kozmolojik model için teori tahmin edilebilir karanlık madde yoğunluğu korelasyon fonksiyonu, çıkıntılar (belirli ağırlık işlevleri ile integral) ile ilişkili olabilir madde güç spektrumu .${\ Displaystyle \ xi _ {++ ~}}$${\ Displaystyle \ xi _ {\ kez \ kez}}$

İkisi de tek bir skaler yoğunluk alanına bağlıdır, çünkü ve bağımsız değildir ve onlar içine daha da çürümüş olabilir e-mod ve B-mod korelasyon fonksiyonları. Elektrik ve manyetik alanlar ile benzer şekilde, e-mod alan bukle içermez ve B-mod alan sapma-serbesttir. Yerçekimsel mercekleme sadece bir E-mod alanını üretebilir Çünkü B-mod sistematik hatalar için bir başka test sağlar. ${\ Displaystyle \ xi _ {++ ~}}$${\ Displaystyle \ xi _ {\ kez \ kez}}$

E-mod korelasyon fonksiyonu olarak da bilinir açıklık kütle varyans

${\ Displaystyle \ langle M_ {p} ^ {2} \ rangle (\ teta) = \ int _ {0} ^ {2 \ teta} {\ frac {\ phi d \ phi} {\ teta ^ {2}} } \ sol [\ xi _ {++} (\ phi) + \ xi _ {\ kez \ kez} (\ phi) \ doğru] T _ {+} \ sol ({\ frac {\ phi} {\ teta} } \ sağ) = \ int _ {0} ^ {2 \ teta} {\ frac {\ phi d \ phi} {\ teta ^ {2}}} \ sol [\ xi _ {++} (\ phi) - \ xi _ {\ kez \ kez} (\ phi) \ doğru] T _ {-} \ sol ({\ frac {\ phi} {\ teta}} \ sağ)}$

${\ Displaystyle T _ {+} (x) = 576 \ int _ {0} ^ {\ infty} {\ frac {dt} {t ^ {3}}} J_ {0} (XT) [J_ {4} ( t)] ^ {2}}$

${\ Displaystyle T _ {-} (x) = 576 \ int _ {0} ^ {\ infty} {\ frac {dt} {t ^ {3}}} J_ {4} (XT) [J_ {4} ( t)] ^ {2}}$

Nerede ve Hangi Bessel Fonksiyonları . ${\ Displaystyle J_ {0} ~}$${\ Displaystyle J_ {4} ~}$

Kesin bir ayrışma bu nedenle de sıfır ayırma makaslama bağıntı fonksiyonlarının bilgi gerektirir, ancak filtreler, yaklaşık ayrışma bu değerlere oldukça duyarsızdır ve civarındaki küçük . ${\ Displaystyle T _ {+} ~}$${\ Displaystyle T _ {-} ~}$${\ Displaystyle \ teta = 0 ~}$

Zayıf mercekleme ve kozmoloji

Sınırlamak için zayıf mercekleme yeteneği meselesi güç spektrumunu gibi diğer gözlemler bir araya geldiğinde, bu kozmolojik parametrelerin potansiyel olarak güçlü sonda yapar kozmik mikrodalga arkaplan , süpernovalar ve galaksi anketler . Son derece silik kozmik kayma sinyalini algılama anketleri derin ve geniş hem olmalıdır kadar birçok arka plan gökadalar üzerinden ortalama gerektirir ve bu arka plan gökadalar küçük olduğu için, görüntü kalitesi çok iyi olmalı. Büyük ölçeklerde ölçümler daha geniş araştırmalar için iterken, küçük ölçeklerde kesme korelasyon ölçümü aynı zamanda, (yine derin, yüksek kaliteli veri gerektiren) arka plan nesnelerin yüksek yoğunluklu gerektirir.

Büyük ölçekli yapısının zayıf mercekleme nedeniyle yukarıda bahsedilen sorunlara kadar erken 1967 olarak tartışıldı rağmen, 30 yılı aşkın sonra büyük ne zamana kadar tespit edilmedi CCD kameralar, gerekli boyut ve kalite anketler sağladı. 2000 yılında, dört bağımsız gruplar kozmik kesme ilk algılamalarını yayınlanan ve sonraki gözlemler kozmolojik parametreleri (özellikle zorluklarını ortaya koyan başlamıştır karanlık madde yoğunluğu ve güç spektrumu genliği${\ Displaystyle \ omega _ {m} ~}$${\ Displaystyle \ sigma _ {8} ~}$ diğer kozmolojik sondaları ile rekabet).

Mevcut ve gelecekteki araştırmalar için, bir gol arkaplan galaksilerin (genellikle kullanılarak yaklaşık bir kırmızıya kayma kullanmaktır fotometrik kırmızıya kayma birden kırmızıya kayma bidonları içine anket bölmek için). Yüksek kırmızıya kayma kutuları kırmızıya kayma geniş bir yelpazede üzerinde yapılar tarafından mercekli olacak iken, düşük kırmızıya kayma kutuları yalnızca bizim için çok yakın yapılar tarafından mercekli edilecektir. "Kozmik olarak adlandırılan bu teknik, tomografi ," mümkün kütlesinin 3 boyutlu dağılımını haritasını kolaylaştırır. Üçüncü boyut sadece mesafe değil kozmik zaman gerektirdiğinden, tomografik zayıf merceklenme madde güç spektrumunun bugün değil, aynı zamanda evrenin tarihinin ve bu süre içinde evrenin genişleme tarihine içindeki gelişimini değil sadece duyarlıdır. Bu çok daha değerli bir kozmolojik prob ve birçok teklif edilen deneyler özelliklerini ölçmek için karanlık enerji ve karanlık madde gibi, zayıf mercekleme odaklandık Karanlık Enerji Araştırması , Pan-Starrs ve Büyük Sinoptik Anketi Teleskobu .

Zayıf mercek da üzerinde önemli bir etkiye sahip kozmik mikrodalga fon ve yaygın 21cm hattı radyasyon . Herhangi bir belirgin çözüldü kaynağı vardır da, origining yüzeyinde pertürbasyonlar güç spektrumu ve gözlenen sinyal değeri istatistiklerine değişiklikleri ile sonuçlanan zayıf mercek galaksisine benzer bir şekilde kesildikleri. SPK ve yüksek kırmızıya kayma kaynak düzlemi yaygın yana 21 cm çözüldü galaksiler, Galaxy mercekleme daha yüksek kırmızıya mercek etkisi probları kozmolojiden daha yüksek kırmızıya kayma altındadır.

Negatif zayıf mercekleme

Genel görelilik Minimal kavrama sayıl alanlar gibi çözümler verir çaprazlanabiliyorsa solucan deliklerinin stabilize egzotik maddenin negatif enerji yoğunluğu . Dahası, Modifiye Newton Dinamiği yanı sıra bazı yerçekimi bimetrik teorileri görünmez düşünün negatif kitle klasik olumlu bir kitle var karanlık madde için alternatif yorumlanması olarak kozmolojideki.

Egzotik maddenin varlığı pozitif kütlesi daha farklı uzayzamanı ve ışığı eğmek edeceğiniz gibi, bir Japon takımı Hirosaki Üniversitesi tür olumsuz kütleye ilişkin "negatif" zayıf yerçekimi mercekleme kullanmayı önerdi.

Bunun yerine genellikle olumlu kütlesinin yerleri "karanlık kümeleri" ortaya olumlu zayıf mercekleme varsayımına dayalı gökada bozulma üzerinde istatistiksel analiz çalışan, bu araştırmacılar yani negatif zayıf mercekleme kullanarak "negatif kütle yığınları" bulmak için teklif nerede deformasyon gökada nedeniyle, (a benzer bir ıraksak bir mercek etkisi üreten radyal distorsiyonlar olarak yorumlanır içbükey lens yerine klasik azimut çarpıtma dışbükey lens , bir tarafından üretilen görüntü benzer balıkgözü ). Gözlemledikleri merkezinde bulunan gibi gibi negatif kütle kümeleri, başka kabul koyu gruplara nazaran yer olacaktır kozmik boşluk arasında yer alan Galaxy filamanlar laküner, ağ-benzeri içinde evrenin büyük ölçekli yapısı . Negatif zayıf mercekleme dayalı Böyle bir test tahrif yardımcı olabilecek kozmolojik modeller kara madde için alternatif yorumlama gibi olumsuz kütlenin egzotik madde öneren.

Ayrıca bakınız

• Büyük Sinoptik Anketi Teleskop

Referanslar

Dış bağlantılar

• arxiv.org üzerinde Zayıf yerçekimi mercekleme
• Karanlık Dünyalar Gözlem