К "горячим" темам безусловно относятся микролинзы. Метод микролинзирования позволяет "увидеть невидимое", можно определять параметры темных объектов, если они выступают в роли гравитационных линз (см. обзор в статье Захарова и Сажина в УФН 1998).

Чем дольше продолжительность эпизода линзирования тем больше (при прочих равных параметрах) масса линзы. Если это темный массивный объект, то это черная дыра! Авторы статьи обсуждают самый длительный случай микролинзирования MACHO-99-BLG-22/OGLE-1999-BUL-32. В результате предполагается, что объект может быть черной дырой с массой 100 масс Солнца!!!!! Это удивительно, т.к. звездные черные дыры обычно имеют массы порядка 10 масс Солнца (см., например, обзор Черепащука в УФН).

Однако, есть еще одна возможность. Если линза находится далеко, то ее масса может быть меньше. В таком случае, полагают авторы работы, линза может быть обычной черной дырой или нейтронной звездой в балдже Галактики.

И снова микролинзы. На этот раз наблюдения Туманности Андромеды (М31). С помощью другой техники (пиксельное микролинзирование, в этом случае звезды не разрешаются, а наблюдатель видит только повышение потока в одном из элементов матрицы) исследуется гало ближайшей крупной галактики.

Результатом работы является наблюдение 4 случаев линзирования. Один из четырех эпизодов связан со звездой в балдже М31, три других можно объяснять как звездами, так и массивными компактными объектами гало (MACHO). На основании этого авторы делают неожиданный вывод, что их выборка не требует присутствия MACHO.

Короткий, но понятный обзор по проблемам линзирования на скоплениях галактик. Также перечисляются основные результаты, полученные данным методом.

Есть ли планеты у микролинз? В статье авторы, используя недавние наблюдения восьми событий микролинзирования, делают вывод об отсутствии "юпитеров" у этих объектов.

Авторы исследуют возможность определения космологических параметров по наблюдениям линзированных сверхновых. Такие наблюдения станут обычным делом с запуском новых космических аппаратов SNAP и NGST. С помощью этих спутников можно будет наблюдать сотни сверхновых с множественными изображениями (т.е. из-за линзирования будет видно несколько изображений одного источника).

Точные измерения углового расстояния между изображениями, отношения потоков от разных изображений и временной задержки позволят получать данные о космологических параметрах.

Авторы обсуждают источники систематических ошибок.

Суммируются результаты группы МОА по наблюдениям микролинзирования на галактическом балдже, выполненные в 2000 г. Всего зарегистрировано 28 событий. Результаты в общем находятся в согласии с данными групп MACHO и OGLE. Важным результатом является малое количество линз с маленькими массами (коричневых карликов). Обсуждается, как результаты по микролинзированию могут помочь в изучении экзопланет.

Дается обзор по линзированию: от планетных масс до скоплений галактик. Особенно обсуждается возможность регистрации темного вещества (как барионного так и небарионного).

Авторы предлагают методику, позволяющую определять радиусы звезд (гигинтов и главной последовательности) с очень высокой точностью. Для этого требуются одновременные фотометрические наблюдения линзирования и астрометрические измерения. Однако, все это дело будущего. Кроме того, оценки самих авторов показывают, что речь может идти всего о сотни гигантов и десятке звезд главной последовательности. Уместно напомнить, что сейчас радиусы звезд (близких гигантов) могут быть измерены непосредственно. Кроме того, радиусы звезд удается наблюдать при покрытии звезд луной. Также неплохие оценки радиусов можно получать по наблюдениям затменных переменных. Но во всех этих методах не достигается 5-ти процентная точность, которую обещают авторы новой методики.

Одиночные черные дыры можно обнаруживать по эффекту микролинзирования (см. Агол и др. 2002 astro-ph/0203257). Однако, в этом случае традиционные формулы микролинзирования (выписываемые для объектов типа обычных звезд или планет) нуждаются в уточнении. Петтерс рассматривает релятивистские поправки для микролинзирования на черных дырах.

По мнению автора, сильное линзирование на скоплениях галактик может дать важную информацию о космологических параметрах. Зная полную массу скопления и ее распределение, можно, например, ответить на вопрос ускоряется или замедляется расширение Вселенной, также можно узнать уравнение состояния темной энергии. Дан пример рассмотрения конкретной системы - скопления CL 0024+1654. Результаты оказываются в соответствии с уже стандартной моделью плоской ускоряющейся Вселенной, в которой доминирует темная энергия.

Дается детальный обзор современного состояния изучения внегалактических гравитационных линз в милилметровом и субмиллиметровом диапазонах. Обсуждаются возможности будущих проектов (ALMA).

Авторы рассматривают линзирование на сферической линзе, обладающей заметным моментом вращения. Это может быть важно для линзирования на белых карликах и галактиках. Эффект оказывается порядка 0.1%.

Продолжается переход от простейших моделей микролинзирования ко все более и более продвинутым. В данной статье обсуждается возможность наличия ускорения в относительном движении источника, линзы и наблюдателя. Важно, что разные тонкие эффекты могут имитировать друг друга. Часть статьи посвящена именно этой проблеме.

Какие космологические результаты можно будет получить на основе экспериментов по слабому линзированию следующего поколения, в которых будет измерено порядка 10⁵ галактик? Этому вопросу посвящен данный обзор. Особый упор делается на алгоритмы обработки карт искажений и сравнение с численными (N-body) моделями.

Основная цель космического эксперимента "Кеплер" - поиск планет у ближайших звезд по изменению их блеска в ходе прохождения планеты по диску звезды. NASA предполагает исследовать более 100,000 звезд спектральных классов F, G и K за 4 года наблюдений. Кеплер сможет получать фотометрию звезд с точностью 90 микро-звездных величин (9x10^-5зв.величины) при 15 минутной экспозиции.

Эффект микролинзирования действует в сторону противоположную затмению (прохождению), т.е. не ослабляет, а усиливает блеск звезды. Но обычно для планет этим эффектом можно пренебречь - из-за того, что размер звезды велик и усиливается (линзируется) излучение только от небольшой части ее поверхности. Другой причиной является то, что сами планеты перекрывают часть потока усиливаемого излучения, если они расположены близко к звезде. Однако, если звезда в системе компактна (в первую очередь ей может быть горячий белый карлик) и/или планета расположена достаточно далеко, то эффект микролинзирования может оказаться существенным и даже перекрыть оспабление из-за прохождения.

Эти и близкие к ним вопросы достаточно подробно и несложно рассмотрены в данном обзоре.

Слаюое гравитационное линзирование не очень сильно изменяет блеск линзированных галактик, но заметно меняет их форму (вытягивает в какот-то направлении). Причем у соседних объектов искажения одинаково ориентированы, что позволяет отделит их от собственной формы и ориентации объектов.

В данной работе были измерены эллиптичности 2 миллионов галактик со звездной величиной R<23 в 12 далеко разнесенных площадках общей площалью 75 квадратных градусов. Были выявлены типичные для гравитационного линзирования искажения ("E-mode"), причем на масштабах ~30' искажения галактик хорошо коррелировали друг с другом. На основе этих данных получены органичения на космологические параметры (\sigma_8 и \Omega_m), которые хорошо согласуются со сначениями полученными другими методами.

В первой половине статьи детально описан метод слабого линзирования, во второй - обсуждаются ограничения на космологические параметры и производится сравнение с другими экспериментами.

Как вообще можно измерить скорости поперечных движений далеких галактик? Радиальные скорости измеряются по эффекту Допплера, а с поперечными до последнего времени было плохо. Перемещение галактики на небе (собственное движение) заметить нельзя - оно очень мало. Кроме того галактика не точечный объект и ее смещение трудно точно определить. Поперечный эффект допплера тоже не работает, для него нужны релятивистские скорости.

В этой статье предложены сразу два новых метода их измерения. (1) По относительному движению двух созданных линзой изображений далекой фоновой галактики. (2) По разности красных смещений у разных изображений одного объекта. Неподвижная гравитационная линза не меняет длину волны источника, движущаяся - меняет, причем это изменение пропорционально скорости движения линзы. Оба метода определяют поперечную скорость движения линзы. Для их иллюстрации рассмотрено скопление галактик CL 0024+1654.

Если гравитационная линза не обладает сферической симметрией, но создаваемые ей изображения имеют достаточно сложный вид. Зато эта ситуация существенно более общая, чем случай сферической линзы. И ее оказывается можно описать одним алгебраическим уравнением! Интересующиеся гравитационными линзами - вперед (но приготовьтесь к сложной математике).

Скопление галактик на z~0.3-0.5 может сделать существенно ярче расположенную за ним сверхновую. На сколько? Как часто это будет происходить? В каком фильтре их лучше наблюдать? Эти и ряд других вопросов рассмотрены в данной статье.

В начале полезно прочесть краткое введение в микролинзирование, представленное в статье А.Ф. Захарова. Здесь описываются теоретические основы явления, а также приводятся основные достигнутые на настоящий момент результаты.

Затем можно прочесть про возможную регистрацию микролинзирования на планете. Событие интерпретируется как линзирование на двойном объекте: звезда+планета. Масса последней порядка массы Юпитера. К сожалению, данных по этому событию мало, а потому авторы предлагают изменить стратегию эксперимента OGLE, чтобы иметь возможность более детального изучения подобных явлений.

Микролинзирование помогает изучать не только объекты гало или балджа нашей Галактики, но и внегалактические объекты. Авторы предлагают метод исследования самых внутренних частей квазаров.

Не стоит забывать и о сильном линзировании, т.е. линзировании на массивных внегалактических объектах. В этой работе авторы предлагают новую методику обработки данных, которая позволяет получать из тех же наблюдений более полную (и однозначную) информацию о структуре линз.

GAIA - астрометрический спутник нового поколения. Сейчас активно обсуждается, какие результаты могут быть получены с помощью этого инструмента. Авторы концентрируются на двух вопосах, одним из которых является т.н. астрометрическое микролинзирование. В данном эффекте происходит не изменение блеска звезды, а изменение ее положения, что можно зарегистрировать с помощью такого точного прибора как GAIA.

Пять лет проект EROS каждую ночь наблюдает за Малым Магеллановым Облаком в поисках событий гравитационного микролинзирования. В ходе этого эксперимента были зафиксированы четыре очень длинных события, которые, возможно, произведены линзами не принадлежащими гало Галактики. Из этих данных можно получить ограничение, что не более 25% массы гало может содержаться в объектах состоящих из темной материи с массами от 2^.10^-7 M_o до 1 M_o.

Некоторые теории объясняют изменение светимости квазаров на интервалах времени порядка года эффектами микролинзирования на телах планетных масс, распределенных в межгалактическом пространстве. Но такие микролинзирование может объяснить свойства гамма-всплесков. Максимальное усиление потока достигается при пересечении системы каустик, подобных показанным на рисунке. При наличии большого количества линз структура каустик становится очень сложной и их пересечение может объяснить все наблюдаемое разнообразие временных профилей гамма-всплесков. Заметим, что здесь будут очень сильны параллактические эффекты и даже достаточно близкие наблюдатели будут видеть всплески с профилями разной формы. По крайней мере какая-то часть гамма-всплесков может объясняться подобным образом.

В течение 14 недель с помощью VLBA на частоте 43 ГГц строились карты гравитационной линзы PKS 1830-211. За это время расстояние между центрами изображений изменилось на 87 микро угловых секунды.

Из 17 событий микролинзирования, зарегистрированных в направлении Магеллановых Облаков, для 4 известна оценка расстояния до линзы и во всех этих случаях линзы находились в Магеллановых Облаках, а не в Млечном Пути. Массы линз, если они расположены в нашей Галактике лежат в интервале 0.5-2M_o, для Магеллановых Облаков - около 0.2M_o. Вклад линз в невидимое вещество - от 0 до 5%.

При очень глубоком обзоре на телескопе VLT (ESO) и на Хаббловском телескопе обнаружен квазар (LBQS 1429-0053 с двумя изображениями. Авторы считают, что это скорее всего физически двойной объект (должны быть и такие), а не гравитационная линза, и приводят свои аргументы.
[Примечание: А может быть это проявление еще одной космической струны?]