Warten Astronomen darauf, in einem Bild einer Gravitationslinse etwas zu sehen, was sie bereits in einem benachbarten Bild gesehen haben?

Sie korrelieren die Beobachtungsdatensätze für die mehreren Quellen und suchen nach der "Verzögerung", die die Kreuzkorrelationsfunktion maximiert. Im Allgemeinen sind die "Ereignisse" nicht wirklich einzelne Ausbrüche oder Einbrüche, sondern die Summe aller beobachteten Zeitschwankungen.

Die fragliche Variabilität kommt normalerweise von den zentralen Teilen des "zentralen Motors" eines Quasars oder eines aktiven galaktischen Kerns. Für ein supermassereiches Schwarzes Loch im Zentrum eines Quasars ist die innerste stabile Kreisbahn beim 3-fachen des Schwarzschild-Radius ($= 6GM_{\rm BH}/c^2$). Dies definiert im Grunde den inneren Rand jeder Akkretionsscheibe und wenn wir diese teilen durch$c$dann erhalten wir eine Zeitskala für die schnellsten Schwankungen der Leuchtkraft. Dies ist also fast dieselbe Formel wie in der verknüpften Frage

$$\tau \sim 3\times 10^{-5} \left(\frac{M_{\rm BH}}{M_{\odot}}\right)\ {\rm sec}\, ,$$ außer dass die supermassereichen Schwarzen Löcher (normalerweise) viel weniger massereich sind als ganze Vordergrundlinsengalaxien. Dadurch ist die Zeitskala der Variation viel kürzer als die potenzielle Verzögerungszeit aufgrund des Gravitationslinseneffekts. Es ist dieser Unterschied in den Zeitskalen, der bedeutet, dass es viel "Struktur" innerhalb der Lichtkurven gibt, auf die durch die Kreuzkorrelation eingerastet werden kann.

Es gibt jedoch ein bemerkenswertes Beispiel für eine Typ-Ia-Supernova, die in einem Bild mit mehreren Linsen zu sehen ist ( Goobar et al. (2017)) , aber die vorhergesagte Verzögerung in den Lichtkurven war$<35$Stunden und die Lichtkurven sind nicht gut genug, um dies zu messen. Diese Technik ist ein aktives Forschungsgebiet und ein wichtiger Teil der Wissenschaft, der voraussichtlich vom Large Synoptic Survey Telescope ( Huber et al. 2019 ) erreicht wird.

Endlich ist das, was Sie wirklich suchen, in Bezug auf SN "Refsdal" passiert . Dies war eine Typ-II-Supernova, die in einer mehrfach abgebildeten Galaxie, die durch/um einen Galaxienhaufen gesehen wurde, "ausging". Basierend auf einem Modell für das Gravitationspotential des Clusters wurde eine Vorhersage getroffen, dass innerhalb von ein oder zwei Jahren ein weiteres Bild erscheinen sollte. Dieses weitere Bild wurde dann von Kelly et al. (2016) in einem Artikel mit dem Titel „Deja vu all over again“.

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Von Kelly et al. (2016) ("Noch ein Déjà-vu"). Siehe "SX" im dritten Panel:

Abbildung 1. Coaddierte WFC3-IR F125W- und F160W-Aufnahmen des MACS J1149.5+2223-Galaxienhaufenfelds, aufgenommen mit HST. Das obere Feld zeigt Bilder, die 2011 aufgenommen wurden, bevor die SN in S1–S4 oder SX erschien. Das mittlere Feld zeigt Bilder, die am 20. April 2015 aufgenommen wurden, als die vier Bilder, die das Einstein-Kreuz bilden, nahe der maximalen Helligkeit sind, aber an der Position von SX kein Fluss erkennbar ist. Das untere Feld zeigt Bilder, die am 11. Dezember 2015 aufgenommen wurden und das neue Bild SX von SN Refsdal zeigen. Die Bilder S1–S3 in der Einstein-Kreuzkonfiguration bleiben im coaddierten Bild vom 11. Dezember 2015 sichtbar (siehe Kelly et al. 2015a und Rodney et al. 2015b zur Analyse der SN-Lichtkurve).

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

Rodney, SA, Strolger, L.-G., Kelly, PL, et al. 2015b , ApJ, im Druck (arXiv: 1512.05734 )