Ожидают ли астрономы, чтобы увидеть что-то на изображении с гравитационной линзы, которое они уже видели на соседнем изображении?

@RobJeffries' ответ на вопрос Предусматривает ли гравитационные линзы информацию эволюции времени? указывает на то, что время поступления света от данного источника может существенно отличаться от изображения на гравитационной линзе.

Связанная статья показывает значения « » порядка 30 дней, но мне трудно понять, что такое фактическая наблюдаемая.$\Delta t$

Здесь я прошу (в идеале), если есть четко определенное событие, которое может понять непрофессионал, что-то мигающее, исчезающее или существенно сияющее, что уже было видно на одном изображении, полученном гравитационной линзой, которая еще не была видно на одном из других изображений, и, как ожидается, будет видно в (предположительно, в ближайшем будущем).

Если чего-то подобного не существует, заменителем может быть случай, когда это произошло, и второе обнаружение того же события было предсказано, ожидалось и наблюдалось вовремя.

Я понятия не имею, происходит ли это все время, или никогда еще не случалось.

То, что вы делаете, это взаимная корреляция наборов данных наблюдений для нескольких источников и ищите «лаг», который максимизирует функцию взаимной корреляции. Вообще говоря, «события» - это на самом деле не отдельные вспышки или провалы, а суммирование всей наблюдаемой изменчивости во времени.

Обсуждаемая изменчивость обычно происходит из центральных частей "центрального двигателя" квазара или активного галактического ядра. Для сверхмассивной черной дыры в центре квазара самая устойчивая круговая орбита в 3 раза больше радиуса Шварцшильда ( ). Это в основном определяет внутренний край любого аккреционного диска, и если мы разделим это на то мы получим шкалу времени для самых быстрых изменений выходной светимости. Так что это почти та же формула, которая представлена ​​в связанном вопросе $= 6GM_{\rm BH}/c^2$$c$

$$\tau \sim 3\times 10^{-5} \left(\frac{M_{\rm BH}}{M_{\odot}}\right)\ {\rm sec}\, ,$$ за исключением того, что сверхмассивные черные дыры намного менее массивны, чем целые передние линзы галактик (обычно). Эта временная шкала изменения намного короче, чем время потенциальной задержки из-за гравитационного линзирования. Именно эта разница во временных масштабах означает, что внутри кривых блеска существует множество «структур», которые могут быть зафиксированы взаимной корреляцией.

Однако есть заметный пример сверхновой типа Ia, видимой на изображении с множеством линз ( Goobar et al. (2017) , но прогнозируемая задержка на кривых блеска составляла часов, и кривые блеска не достаточно хороши, чтобы измерить это Эта методика является активной областью исследований и важной частью науки, которая должна быть достигнута с помощью Большого синоптического телескопа ( Huber et al. 2019 ).$<35$

Наконец, то, что вы действительно ищете , произошло с точки зрения SN "Refsdal" . Это была сверхновая типа II, которая, как видно, «гаснет» в галактике с множеством изображений, видимой через / вокруг скопления галактик. На основе модели гравитационного потенциала кластера был сделан прогноз, что другое изображение должно появиться в течение года или двух. Это дополнительное изображение было затем обнаружено Kelly et al. (2016) в статье под названием «Дежавю снова и снова».

---

От Келли и соавт. (2016) («Дежавю снова и снова»). Смотрите «SX» на третьей панели:

Рис. 1. Облучение поляризованным WFC3-IR F125W и F160W поля галактического кластера MACS J1149.5 + 2223, полученного с помощью HST. На верхней панели показаны изображения, полученные в 2011 году до появления SN в S1 – S4 или SX. Средняя панель отображает снимки, сделанные 20 апреля 2015 года, когда четыре изображения, образующие крест Эйнштейна, близки к максимальной яркости, но в положении SX не видно никакого потока. На нижней панели показаны изображения, сделанные 11 декабря 2015 года, на которых показано новое изображение SX С.Н. Рефсдаля. Изображения S1 – S3 в перекрестной конфигурации Эйнштейна остаются видимыми на кодированном изображении от 11 декабря 2015 г. (см. Келли и др. 2015a и Родни и др. 2015b для анализа кривой блеска SN).

Kelly, PL, Brammer, G., Selsing, J., et al. 2015a , ApJ, представлен (arXiv: 1512.09093 )

Родни С.А., Стролгер Л.-Г., Келли П.Л. и др. 2015b , ApJ, в печати (arXiv: 1512.05734 )