摘要
星系团通过强引力透镜放大背景物体。透镜星系的典型放大倍数是几倍，但也可能高达数十或数百倍，将星系拉伸成巨大的弧1，2．个别恒星可以获得更高的放大倍数，如果与透镜团的偶然对齐。最近，几颗红移大约在1到1.5之间的恒星被发现，它们被放大了数千倍，被微透镜效应暂时增强了3.，4，5，6．在这里，我们报告了在大爆炸9亿年后，一颗更遥远、更持久的放大恒星的红移为6.2±0.1。这颗恒星被前景星系团透镜WHL0137-08(红移0.566)放大了数千倍，由四个独立的透镜模型估计。与以前的透镜恒星不同，放大倍率和观测到的亮度(AB星等，27.2)在3.5年的成像和随访中基本保持不变。衰减后的紫外绝对值为−10±2，与质量大于太阳质量50倍的恒星一致。确认和光谱分类即将通过詹姆斯·韦伯太空望远镜的观测得到批准。
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本分析中使用的所有HST图像数据都可以在Mikulski空间望远镜档案(MAST)上公开获取，并可以通过https://doi.org/10.17909/T9SP45(文物)和https://doi.org/10.17909/t9-ztav-b843(hst go 15842)。
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确认
遗迹哈勃财政计划(GO 14096)和后续计划(GO 15842)由NASA/ESA哈勃太空望远镜(HST)获得的观测数据组成）．这些HST项目的数据来自由太空望远镜科学研究所(STScI)运营的米库尔斯基太空望远镜档案馆(MAST)。HST和STScI都由大学天文研究协会(AURA)根据NASA的NAS 5-26555合同运作。HST高级测量相机(ACS)是根据NASA的NAS 5-32864合同开发的。J.M.D.感谢PGC2018-101814-B-100项目(MCIU/AEI/MINECO/FEDER, UE)和María de Maeztu, ref. MDM-2017-0765的支持。A.Z.感谢以色列科技部的支持。R.W.感谢NASA JWST跨学科科学家资助NAG5-12460、NNX14AN10G和GSFC的80NSSC18K0200。e.z和A.V.感谢瑞典国家航天局的资助。M.O.感谢世界顶级国际研究中心计划、日本MEXT和JSPS KAKENHI资助号JP20H00181、JP20H05856、JP18K03693的支持。通用汽车公司获得了欧盟地平线2020研究和创新计划的资助，根据玛丽·斯科佐多夫斯卡-居里资助协议no。 MARACAS – DLV-896778. P.K. acknowledges support from NSF AST-1908823. Y.J.-T. acknowledges financial support from the European Union’s Horizon 2020 research and innovation programme under the Marie Skłodowska-Curie grant agreement no. 898633, and from the State Agency for Research of the Spanish MCIU through the ‘Center of Excellence Severo Ochoa’ award to the Instituto de Astrofísica de Andalucía (SEV-2017-0709). The Cosmic DAWN Center is funded by the Danish National Research Foundation under grant no. 140.
作者信息
作者及隶属关系
贡献
B.W.确定了明星，领导了镜头建模和尺寸限制分析，并撰写了大部分手稿。D.C.提出并进行了观测，测量了光度和红移，并帮助分析了尺寸和放大限制。J.M.D.执行并分析了微透镜模拟，并对透镜模型分析做出了贡献。a.z.， g.m.， M.O.和K.S.参与了透镜模型分析。E.Z.根据观测到的星等和放大倍数计算出恒星的约束。p。d。y。j。t。用于微透镜分析的计算恒星表面质量密度。P.K.和R.W.帮助将结果和方法与以前的透镜恒星探测和理论预测进行了比较。F.X.T、S.E.d.M.和A.V.对恒星约束分析和解释做出了贡献。rj.a.还原了HST图像。 M.B. and V.S. obtained and analysed Spitzer data. All authors contributed to the scientific interpretation of the results and to aspects of the analysis and writing.
相应的作者
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相互竞争的利益
作者声明没有利益竞争。
同行评审
同行评审信息
自然感谢匿名审稿人对本工作的同行评议所作的贡献。同行评审报告是可用的。
额外的信息
出版商的注意施普林格自然对出版的地图和机构从属关系中的管辖权主张保持中立。
扩展的数据图形和表格
扩展数据图1日出弧和埃伦德尔的光度测定。
一个， HST光度测定用1σ使用光度拟合代码BAGPIPES对日出弧进行误差条、SED拟合和红移概率分布。弧线显示出清晰的莱曼断裂特征，并具有光度红移z= 6.24±0.10 (68% cl)。b， HST光度测定为全弧(黑色)，团块1.1a/b(绿色/蓝色)，和Earendel(红色)，与1σ误差线。BPZ的光度红移为z辐透= 6.20±0.05(插入;68% CL)，与BAGPIPES的结果相似。1.1a/b团块具有相似的光度测定，加强了它们是多幅图像的结论。注意BPZ和BAGPIPES仅在5.95 <z日出弧< 6.55。
扩展数据图2透镜化恒星的观测变异性。
Earendel在3.5年的HST成像中始终保持明亮。图中显示了这颗被透镜化的恒星(用绿色圈出)在四个时代的WFC3/IR图像。一个，b，新纪元1 (一个)和epoch 2 (b)，作为文物的一部分;它们是四个滤波器F105W + F125W + F140W + F160W从每个历元(每个轨道一个)红外成像的总和。c，d，随访第3历元F110W成像(c)和纪元4 (d)．在每个周期中都显示了一个轨道，这是一个比以前使用的更有效的过滤器。e，原始relic测光图(蓝色)与后续测光图(橙色)的对比，各带1σ误差线。蓝色波段是原有relic红外通量的加权平均值(35±9 nJy, 68% CL)，橙色波段是新的F110W通量(49±4 nJy, 68% CL)。
扩展数据图3 WHL0137-08的强透镜建模约束。
一个，一个大质量星系团WHL0137-08的HST合成图像z= 0.566，透镜日出弧。在透镜模型中使用的两个透镜星系的多个图像用青色标记，并在放大的开始处标记。洋红色圈出的星系团成员星系是在LTM和Lenstool透镜模型中自由优化的星系。给出了最佳拟合LTM模型的临界曲线。橙色虚线表示在z= 3.1，与多个图像系统2相同的光度红移(如b)，红色实线为z= 6.2，日出弧的光度红移(系统1，示于c)．被透镜化的Earendel恒星位于1.1a到1.1b之间。请注意，由于1.1a/b的放大倍率较低，因此1.1c的图像比1.1a/b的图像更弱，而且所有这些图像都是无法解析的。标记为A-E的星系在方法部分“透镜建模”中描述。BCG，最亮的星系团。
扩展数据图4尺寸和分离上限测量。
Earendel的图像在空间上是无法分辨的。我们对这张图像进行操作，将其一分为二，或将其拉伸，以设置放大半径的上限R< 0.055″和距离2ξ< 0.11″之间的两个无法解析的图像。这些约束条件允许我们计算内在半径上的约束条件r,距离D到临界曲线，和放大倍率μ对于每个镜头模型。在这里，我们展示了Earendel周围弧形的一个放大区域，这是我们的HST WFC3/IR F110W图像基于8次毛毛雨曝光的10×超采样重建。图中标注的距离和半径被夸大了。
扩展数据图5漫射簇光测量。
恒星表面的质量密度计算是在被透镜化的恒星附近进行的，即所示的绿色框内。弧和恒星被掩盖以避免污染，但附近的星系团包括在内。该图显示了HST F110W波段图像，用于定义透镜弧的范围。
扩展数据图6微透镜模拟预期的通量变化。
微透镜效应预计只会使总放大倍率随时间变化2-3倍，与3.5年以上观测到的稳定通量一致。一个，透镜团内恒星和恒星残余物产生的模拟微焦网。簇焦散是靠近图像中间的极端放大水平区域，在簇焦散之外仍然可以看到微透镜的单个尖点。我们估计Earendel将相对于微透镜网络移动约1000公里−1在某个未知的方向。b，预测放大率随时间的波动所引起的这一运动在1米⊙个人电脑−2Case(蓝色)和10米⊙个人电脑−2Case(紫色)，假设相对运动角度为45°。灰色带在放大倍数上突出2倍(暗)和4倍(亮)的变化。c，被不同时间分开的两个观测之间的放大变化的可能性，同样对于1米⊙和10米⊙个人电脑−2用例。注意当微透镜密度增加时，“多即是少”的微透镜效应减少了观测图像的可变性。
扩展数据图7多种金属丰度下恒星轨道的H-R图。
一个- - - - - -d一颗恒星的金属丰度会影响它的演化，所以为了探测这种影响，我们在这里展示了我们的光度约束，与BoOST中金属丰度为1的恒星轨迹相比Z⊙（一个), 0.1Z⊙（b), 0.02Z⊙（c)和0.004Z⊙（d)．0.1Z⊙情况也如图所示。3.，这些图是相似的，包括我们分析允许的绿色区域。虽然这些轨迹确实表现出一些显著的差异，但考虑到目前存在的巨大不确定性，由此产生的质量估计并没有显著变化。
扩展数据图8恒星演化轨迹随时间变化。
在这里，我们展示了在恒星演化轨迹(BoOST 0.1)上，将恒星透镜到Earendel视星等作为时间函数所需的总放大倍率Z⊙，如图H-R图所示。3.)．这需要在每颗恒星的生命周期中，随着亮度或温度的变化，放大倍率的变化，从而改变F110W滤波器中观测到的通量。我们发现恒星在~100米⊙和以上在绿色区域花费的时间最多(~2 Myr)，根据我们的放大估计，可以再现Earendel观测到的通量。但考虑到质量较小的恒星数量更多，我们得出的结论是，质量大约为(50-100)米⊙如果Earendel是一颗单星，那么最有可能。
补充信息
权利和权限
关于本文
引用本文
韦尔奇，B，科，D，迭戈，J.M.et al。一颗高度放大的红移6.2的恒星。自然603， 815-818(2022)。https://doi.org/10.1038/s41586-022-04449-y
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DOI：https://doi.org/10.1038/s41586-022-04449-y
这篇文章被引用
宇宙诞生之初的一颗恒星
自然天文学（2022）
