Понимание основ гравитационного линзирования:https://esahubble.org/wordbank/gravitational-lensing/
1. Гравитационное линзирование в присутствии рассеяния плазмы с применением быстрых радиовсплесков (arXiv)
Автор:Паван Кумар, Пас Бениамини
Аннотация: мы описываем, как на гравитационное линзирование быстрых радиовсплесков (FRB) влияет плазменный экран вблизи линзы или где-то между источником и наблюдателем. Прохождение волны через турбулентную среду влияет на увеличение гравитационного изображения, вероятность линзирования (особенно для событий сильного увеличения) и временную задержку между изображениями. Увеличение подавлено из-за уширения углового размера источника за счет рассеяния на плазме. Временная задержка между изображениями изменяется в результате различной меры дисперсии (DM) вдоль траекторий фотонов для разных изображений. Каждая из кривых блеска изображения также расширяется из-за рассеяния волн, так что изображения могут иметь различные временные профили. Первые два эффекта наиболее серьезны для линз со звездными и субзвездными массами, а последний (уширение рассеяния) — для линз и плазменных экранов на космологических расстояниях от источника/наблюдателя. Это может ограничить использование FRB для измерения их космического изобилия. С другой стороны, когда временная задержка между изображениями велика, так что кривая блеска нестационарного источника имеет два или более хорошо разделенных пика, разные DM вдоль волновых путей разных изображений могут исследовать флуктуации плотности в IGM на масштабах ≲ 10−6 рад и исследовать неоднородную историю реионизации Вселенной, используя линзированные FRB на больших красных смещениях. Различная мера вращения (RM) вдоль двух путей изображения может преобразовывать линейно поляризованное излучение от источника в частичную круговую поляризацию.
2. Ограничение резонансных взаимодействий темной материи с сильными гравитационными линзами (arXiv)
Автор:Сильвия Пьетрони, Валерио Бозза
Аннотация:После удивительных открытий коллаборации GRAVITY за последние несколько лет звезды S2, вращающейся вокруг черной дыры Sgr A* в центре Млечного Пути, мы представляем подробное исследование влияния гравитационное линзирование при реконструкции звездных орбит вокруг этой массивной черной дыры. Мы оцениваем астрометрические эффекты линзирования звезд S2, S38 и S55 и то, как они систематически влияют на полученные параметры орбиты. Эффект ниже текущих неопределенностей, но не пренебрежимо мал. С добавлением большего количества наблюдений за этими звездами можно будет позволить астрометрическому смещению из-за линзирования выйти из статистического шума и быть, наконец, обнаруженным. Повторяя анализ на меньшей большой полуоси a и различных наклонах i, мы можем количественно оценить эффекты линзирования в более широком диапазоне параметров. Как и ожидалось, для меньших больших полуосей и почти реберных орбит эффекты линзирования увеличиваются примерно на порядок.
3. Влияние вращения частиц на отклонение траектории и гравитационное линзирование (arXiv)
Автор:Чжуомин Чжан, Гаофэн Фан, Цзюньцзи Цзя
Аннотация:Спин пробной частицы — это фундаментальное свойство, которое может влиять на ее движение в гравитационном поле. В данной работе рассматривается влияние спина частицы на угол ее отклонения и гравитационное линзирование в экваториальной плоскости произвольного стационарного и осесимметричного пространства-времени. Для этого мы разработали пертурбативный метод, который можно применять к вращающимся сигналам с произвольной асимптотической скоростью и который учитывает эффект конечного расстояния источника и наблюдателя. Угол отклонения Δφ и полное время прохождения Δt выражаются в виде (квази)степенных рядов, коэффициенты которых являются полиномами от коэффициентов асимптотического разложения метрических функций. Обнаружено, что когда спин и орбитальный угловой момент параллельны (или антипараллельны), угол отклонения уменьшается (или увеличивается). Также решаются кажущиеся углы θ изображений при гравитационном линзировании и их временные задержки. В керровском пространстве-времени спин влияет на видимый угол θK так же, как на ΔφK. Установлено, что временная задержка между сигналами с противоположными спинами пропорциональна спину сигнала в ведущем порядке. Эти временные задержки могут быть использованы для ограничения отношения спина к массе нейтрино.
