Гравітаційна лінза: визначення, види, моделювання

Гравітаційна лінза являє собою розподіл речовини (наприклад, скупчення галактик) між віддаленим джерелом світла, який здатний, згинаючи сяйво від супутника, проходити у напрямку до споглядача, і спостерігачем. Цей ефект відомий як гравітаційне лінзування, а кількість згинання-одне з прогнозів Альберта Ейнштейна в загальної теорії відносність. Класична фізика також розповідає про вигин світла, але це лише половина того, що чим говорить ВІД.

Боже

Хоча Ейнштейн зробив Неопубліковані Розрахунки з цього питання в 1912 році, Орест Хволсон (1924) і Франтішек Лінк (1936), як правило, вважають, що вони першими озвучили ефект гравітаційної лінзи. Однак його все ще частіше асоціюють з Ейнштейном, який опублікував статтю в 1936 році.

Підтвердження теорії

Фріц Цвікі в 1937 р. припустив, що цей ефект може дозволити скупченням галактик діяти як гравітаційна лінза. Лише в 1979 році дане явище було підтверджено спостереженням за квазаром Twin QSO sbs 0957 + 561.

Опис

На відміну від оптичної, гравітаційна лінза виробляє максимальне відхилення світла, який проходить найближче до його центру. І мінімальне того, який поширюється далі. Отже, гравітаційна лінза не має єдиної фокусної точки, але має лінію. Даний термін в контексті відхилення світла був вперше використаний О.Дж. Лоджем. Він зазначив, що "неприпустимо говорити, що гравітаційна лінза Сонця діє саме так, оскільки зірка не має фокусної відстані".

Якщо джерело, масивний об`єкт і спостерігач лежать на прямій лінії, вихідне світло буде виглядати як кільце навколо матерії. Якщо є будь-яке зміщення, натомість можна побачити лише сегмент. Ця гравітаційна лінза була вперше згадана в 1924 році в Санкт-Петербурзі фізиком Орестом Хвольсоном і кількісно опрацьована Альбертом Ейнштейном в 1936 році. Як правило, згадується в літературі як кільця Альберта, так як перший не займався з потоком або радіусом зображення.

Найчастіше, коли маса лінзування складна (наприклад, група галактик або кластер) і не викликає сферичного спотворення простору-часу, джерело буде нагадувати часткові дуги, розсіяні навколо об`єктива. Потім спостерігач може побачити кілька змінених зображень одного об`єкта. Їх число і форма залежать від взаємного розташування, а також від моделювання гравітаційних лінз.

Три класи

1. Сильне лінзування.

Там, де є легко видимі спотворення, такі як утворення кілець Ейнштейна, дуг і множинних зображень.

2. Слабке лінзування.

Де зміна фонових джерел набагато менша і може бути виявлена лише статистичним аналізом великої кількості об`єктів, щоб знайти когерентні дані лише на кілька відсотків. Об`єктив показує статистично як бажане розтягнення фонових матеріалів перпендикулярно напрямку до центру. Вимірюючи форму та орієнтацію великої кількості віддалених галактик, їх розташування можна усереднити для вимірювання зсуву поля лінзування в будь-якій області. Це, в свою чергу, може бути використано для відновлення розподілу маси: зокрема, фонове розділення темної матерії може бути реконструйовано. Оскільки галактики за своєю природою еліптичні, а слабкий гравітаційний лінзовий сигнал невеликий, у цих дослідженнях необхідно використовувати дуже велику кількість галактик. Дані вивчення слабких лінз повинні ретельно уникати ряду важливих джерел систематичної помилки: внутрішню форму, тенденцію функції розсіювання точки камери спотворювати, а також можливість атмосферного бачення змінювати зображення.

Результати цих досліджень важливі для оцінки гравітаційних лінз у космосі, щоб краще зрозуміти та вдосконалити модель Lambda-CDM та забезпечити перевірку узгодженості інших спостережень. Вони також можуть забезпечити важливе майбутнє обмеження темної енергії.

3. Мікролінзування.

Де не видно ніяких спотворень у формі, але кількість світла, одержуваного від фонового об`єкта, змінюється в часі. Предметом лінзування можуть бути зірки в Чумацькому Шляху, а джерелом фону є кулі у віддаленій галактиці або, в іншому випадку, ще більш відісланий квазар. Ефект невеликий, так що навіть галактика з масою, що перевищує масу Сонця в 100 мільярдів разів, створить кілька зображень, розділених всього парою кутових секунд. Галактичні кластери можуть виробляти рознесення на хвилини. В обох випадках джерела досить далекі, багато сотень мегапарсек від нашого Всесвіту.

Часова затримка

Гравітаційні лінзи діють однаково на всі види електромагнітного випромінювання, а не тільки на видиме світло. Слабкі ефекти вивчаються як для космічного мікрохвильового фону, так і для галактичних досліджень. Сильні лінзи спостерігалися також в радіо - і рентгенівських режимах. Якщо такий об`єкт створює кілька зображень, між двома шляхами буде відносна затримка часу. Тобто на одній лінзі опис буде спостерігатися раніше, ніж на інший.

Три типи об`єктів

1. Зірки, залишки, коричневі карлики та планети.

Коли об`єкт в Чумацькому шляху проходить між Землею і далеким світилом, він буде фокусуватися і посилювати світло фону. Кілька подій такого типу спостерігалися у Великій Магеллановій Хмарі, маленькому Всесвіті поблизу Чумацького Шляху.

2. Галактика.

Масивні планети також можуть діяти як гравітаційні лінзи. Світло від джерела, що лежить за всесвітом, згинається і фокусується для створення зображень.

3. Кластери галактик.

Масивний об`єкт може створювати зображення віддаленого предмета, що лежить за ним, зазвичай у формі розтягнутих дуг-сектора Кільця Ейнштейна. Кластерні гравітаційні лінзи дозволяють спостерігати світила, які знаходяться надто далеко або занадто слабкі, щоб їх можна було побачити. І оскільки дивитися на великі відстані означає зазирнути в минуле, людство отримує доступ до інформації про ранній Всесвіт.

Сонячна гравітаційна лінза

Альберт Ейнштейн передбачив у 1936 році, що промені світла у тому ж напрямку, що і краї головної зірки, сходяться до фокусу приблизно в 542 а.е. Таким чином, зонд, розташований на такій відстані (або більше) від сонця, може використовувати його як гравітаційну лінзу для збільшення віддалених об`єктів на протилежній стороні. Розташування зонда може зміщуватися в міру необхідності для вибору різних цілей.

Зонд Дрейка

Ця відстань далеко за межами прогресу і можливостей обладнання космічних зондів, таких, як Voyager 1, і за рамками відомих планет, хоча протягом тисячоліть Седна буде рухатися далі по своїй високоеліптичній орбіті. Високий коефіцієнт посилення для потенційного виявлення сигналів через цю лінзу, таких, як мікрохвилі на 21-сантиметрової водневої лінії, привів до припущення Френка Дрейка в перші дні SETI, що зонд може бути відправлений на цю відстань. Багатоцільовий SETISAIL, а потім FOCAL були запропоновані esa в 1993 році.

Але, як очікується, це складне завдання. Якщо зонд проходить 542 а.е., можливості збільшення об`єктива будуть продовжувати діяти на більш далеких відстанях, так як промені, які потрапляють у фокус на великих, проходять далі від спотворень сонячної корони. Критика цієї концепції була дана Лендісом, який обговорював такі питання, як інтерференція, велике збільшення цілі, що ускладнить проектування фокальної площини місії, і аналіз власної сферичної аберації лінзи.