Гравітаційна лінза представляє собою розподіл речовини (наприклад, скупчення галактик) між віддаленим джерелом світла, який здатний, згинаючи сяйво від супутника, проходити у напрямку до споглядачеві, і спостерігачем. Цей ефект відомий як гравітаційне лінзування, а кількість згинання — це одне з передбачень Альберта Ейнштейна в загальній теорії відносності. Класична фізика також розповідає про вигині світла, але це тільки половина того, про що говорить ЗТВ.

Творець

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. Проте його все ж частіше асоціюють з Ейнштейном, який опублікував статтю в 1936 році.

Підтвердження теорії

Фріц Цвікі в 1937 році припустив, що цей ефект може дозволити скупчень 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 володіє лінією. Даний термін у контексті відхилення світла був вперше використаний О. Дж. Лоджем. Він зазначив, що «неприпустимо говорити, що гравітаційна лінза сонця діє саме так, оскільки вона не має фокусної відстані».

Якщо джерело, масивний об’єкт і спостерігач лежать на прямій лінії, вихідний світло буде виглядати як кільце навколо матерії. Якщо є якесь зміщення, замість цього можна побачити тільки 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.

Дивіться також:  Якщо це бурелом, далеко ми не підемо

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

Три класу

1. Сильне лінзування.

Там, де є легко видимі недоліки, такі як освіта кілець Ейнштейна, дуг і множинних зображень.

2. Слабке лінзування.

Де зміна фонових джерел набагато менше і може бути виявлено тільки шляхом статистичного аналізу великої кількості об’єктів, щоб знайти когерентні дані всього в декілька відсотків. Об’єктив показує статистично як переважний розтягнення фонових матеріалів перпендикулярно напрямку до центру. При вимірюванні форми і орієнтації великої кількості віддалених галактик їх розташування можуть бути усереднені для вимірювання зсуву поля лінзування в будь-якій області. Це, в свою чергу, може бути використано для відновлення розподілу маси: зокрема, фонове розподіл темної матерії може бути реконструйована. Оскільки галактики за своєю природою еліптичні, а слабкий гравітаційний лінзовий сигнал малий, в цих дослідженнях необхідно використовувати дуже велику кількість галактик. Дані вивчення слабких лінз повинні ретельно уникати низки 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 в космосі, щоб краще зрозуміти та удосконалити модель Lambda-CDM і забезпечити перевірку узгодженості інших спостережень. Вони також можуть надавати важливе майбутнє обмеження темної енергії.

3. Мікролінзування.

Де не видно ніяких спотворень у формі, але кількість світла, одержуваного від фонового об’єкта, що змінюється в часі. Предметом лінзування можуть бути зірки, у Чумацькому Шляху, а джерелом фону є кулі в 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 декілька 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.

Дивіться також:  «Заречься» — це зробити добровільна відмова

Тимчасові затримки

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 у радіо — і рентгенівських режимах. Якщо такий об’єкт створює кілька зображень, між двома шляхами буде відносна затримка за часом. Тобто на одній лінзі опис буде спостерігатися раніше, ніж на іншій.

Три типи об’єктів

1. Зірки, залишки, коричневі карлики і 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, маленької Всесвіту близько Чумацького Шляху.

2. Галактики.

Масивні планети також можуть діяти як гравітаційні лінзи. Світло від джерела, що знаходиться за Всесвіту, 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 заглядати в минуле, людство отримує доступ до інформації про ранній Всесвіту.

Сонячна гравітаційна лінза

Альберт Ейнштейн передбачив у 1936 році, що промені світла в тому ж напрямку, що і краю головної зірки, будуть сходитися до фокусу приблизно в 542 а.е. Таким чином, зонд, розташований на такій відстані (або більше) від Сонця, може використовувати його в якості гравітаційної лінзи для збільшення віддалених об’єктів на протилежній стороні. Розташування зонда може зміщуватися по мірі необхідності для вибору різних цілей.

Дивіться також:  Епоха Єльцина: історія, характер і підсумки правління

Зонд Дрейка

Це відстань далеко за межами прогресу і можливостей устаткування космічних зондів, таких, як Voyager 1, і за рамками відомих планет, хоча протягом тисячоліть Седна буде рухатися далі за своєю високоеліптичних орбітах. Високий коефіцієнт підсилення для потенційного виявлення сигналів через цю лінзу, таких, як мікрохвилі на 21-сантиметрової водневої лінії, призвів до припущенням Френка Дрейка в перші дні SETI, що зонд може бути відправлений на цю відстань. Багатоцільовий SETISAIL, а потім FOCAL були запропоновані ЄКА 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 утруднить проектування фокальній площині місії, і аналіз власної сферичної аберації лінзи.