Гравитационная линза представляет собой распределение вещества (например, скопление галактик) между удаленным источником света, который способен, сгибая сияние от спутника, проходить по направлению к созерцателю, и наблюдателем. Этот эффект известен как гравитационное линзирование, а количество сгибания - это одно из предсказаний Альберта Эйнштейна в общей теории относительности. Классическая физика также рассказывает об изгибе света, но это только половина того, о чем говорит ОТО.
Создатель
Хотя Эйнштейн сделал неопубликованные расчеты по этому вопросу в 1912 году, Орест Хволсон (1924) и Франтишек Линк (1936), как правило, считают, что они первыми озвучили эффект гравитационной линзы. Однако его все же чаще ассоциируют с Эйнштейном, который опубликовал статью в 1936 году.
Подтверждение теории
Фриц Цвики в 1937 году предположил, что этот эффект может позволить скоплениям галактик действовать как гравитационная линза. Лишь в 1979 году данное явление было подтверждено наблюдением за квазаром Twin QSO SBS 0957 + 561.
Описание
В отличие от оптической, гравитационная линза производит максимальное отклонение света, который проходит ближе всего к его центру. И минимальное того, который распространяется дальше. Следовательно, гравитационная линза не имеет единственной фокусной точки, но обладает линией. Данный термин в контексте отклонения света был впервые использован О.Дж. Лоджем. Он отметил, что "недопустимо говорить, что гравитационная линза солнца действует именно так, поскольку звезда не имеет фокусного расстояния".
Если источник, массивный объект и наблюдатель лежат на прямой линии, исходный свет будет выглядеть как кольцо вокруг материи. Если есть какое-либо смещение, вместо этого можно увидеть только сегмент. Эта гравитационная линза была впервые упомянута в 1924 году в Санкт-Петербурге физиком Орестом Хвольсоном и количественно проработана Альбертом Эйнштейном в 1936 году. Как правило, упоминается в литературе как кольца Альберта, так как первый не занимался с потоком или радиусом изображения.
Чаще всего, когда масса линзирования сложна (например, группа галактик или кластер) и не вызывает сферического искажения пространства-времени, источник будет напоминать частичные дуги, рассеянные вокруг объектива. Затем наблюдатель может видеть несколько измененных изображений одного и того же объекта. Их число и форма зависят от взаимного расположения, а также от моделирования гравитационных линз.
Три класса
1. Сильное линзирование.
Там, где есть легко видимые искажения, такие как образование колец Эйнштейна, дуг и множественных изображений.
2. Слабое линзирование.
Где изменение фоновых источников намного меньше и может быть обнаружено только путем статистического анализа большого количества объектов, чтобы найти когерентные данные всего в несколько процентов. Объектив показывает статистически как предпочтительное растяжение фоновых материалов перпендикулярно направлению к центру. При измерении формы и ориентации большого количества отдаленных галактик их местоположения могут быть усреднены для измерения сдвига поля линзирования в любой области. Это, в свою очередь, может быть использовано для восстановления распределения массы: в частности, фоновое разделение темной материи может быть реконструировано. Поскольку галактики по своей природе эллиптические, а слабый гравитационный линзовый сигнал мал, в этих исследованиях необходимо использовать очень большое количество галактик. Данные изучения слабых линз должны тщательно избегать ряда важных источников систематической ошибки: внутреннюю форму, тенденцию функции рассеивания точки камеры искажать, а также возможность атмосферного видения изменять изображения.
Результаты этих исследований важны для оценки гравитационных линз в космосе, чтобы лучше понять и усовершенствовать модель Lambda-CDM и обеспечить проверку согласованности других наблюдений. Они могут также предоставить важное будущее ограничение темной энергии.
3. Микролинзирование.
Где не видно никаких искажений в форме, но количество света, получаемого от фонового объекта, изменяется во времени. Предметом линзирования могут быть звезды в Млечном Пути, а источником фона являются шары в удаленной галактике или, в другом случае, еще более отосланный квазар. Эффект невелик, так что даже галактика с массой, превышающей массу Солнца в 100 миллиардов раз, создаст несколько изображений, разделенных всего парой угловых секунд. Галактические кластеры могут производить разнесение на минуты. В обоих случаях источники довольно далеки, многие сотни мегапарсек от нашей Вселенной.
Временные задержки
Гравитационные линзы действуют одинаково на все виды электромагнитного излучения, а не только на видимый свет. Слабые эффекты изучаются как для космического микроволнового фона, так и для галактических исследований. Сильные линзы наблюдались также в радио- и рентгеновских режимах. Если такой объект создает несколько изображений, между двумя путями будет относительная задержка по времени. То есть на одной линзе описание будет наблюдаться раньше, чем на другой.
Три типа объектов
1. Звезды, остатки, коричневые карлики и планеты.
Когда объект в Млечном Пути проходит между Землей и далеким светилом, он будет фокусироваться и усиливать свет фона. Несколько событий такого типа наблюдались в Большом Магеллановом Облаке, маленькой Вселенной около Млечного Пути.
2. Галактики.
Массивные планеты также могут действовать как гравитационные линзы. Свет от источника, лежащего за Вселенной, изгибается и фокусируется для создания изображений.
3. Кластеры галактик.
Массивный объект может создавать изображения удаленного предмета, лежащего за ним, обычно в форме растянутых дуг - сектора кольца Эйнштейна. Кластерные гравитационные линзы позволяют наблюдать светила, которые находятся чересчур далеко или слишком слабы, чтобы их можно было увидеть. И поскольку смотреть на большие расстояния означает заглядывать в прошлое, человечество получает доступ к информации о ранней Вселенной.
Солнечная гравитационная линза
Альберт Эйнштейн предсказал в 1936 году, что лучи света в том же направлении, что и края главной звезды, будут сходиться к фокусу примерно в 542 а.е. Таким образом, зонд, расположенный на таком расстоянии (или больше) от Солнца, может использовать его в качестве гравитационной линзы для увеличения удаленных объектов на противоположной стороне. Местоположение зонда может смещаться по мере необходимости для выбора различных целей.
Зонд Дрейка
Это расстояние далеко за пределами прогресса и возможностей оборудования космических зондов, таких, как Voyager 1, и за рамками известных планет, хотя в течение тысячелетий Седна будет двигаться дальше по своей высокоэллиптической орбите. Высокий коэффициент усиления для потенциального обнаружения сигналов через эту линзу, таких, как микроволны на 21-сантиметровой водородной линии, привел к предположению Фрэнка Дрейка в первые дни SETI, что зонд может быть отправлен на это расстояние. Многоцелевой SETISAIL, а затем FOCAL были предложены ЕКА в 1993 году.
Но, как ожидается, это сложная задача. Если зонд проходит 542 а.е., возможности увеличения объектива будут продолжать действовать на более дальних расстояниях, так как лучи, которые попадают в фокус на больших, проходят дальше от искажений солнечной короны. Критика этой концепции была дана Лэндисом, который обсуждал такие вопросы, как интерференция, большое увеличение цели, что затруднит проектирование фокальной плоскости миссии, и анализ собственной сферической аберрации линзы.
