Soczewka grawitacyjna to rozkład materii (na przykład skupisko galaktyk) między odległym źródłem światła, które jest w stanie zagiąć promieniowanie satelity, przechodząc w kierunku widza i obserwatora. Efekt ten jest znany jako soczewkowanie grawitacyjne, a wielkość wygięcia jest jednym z przewidywań Alberta Einsteina w ogólnej teorii względności. Fizyka klasyczna również mówi o zginaniu światła, ale to tylko połowa tego, o czym mówi ogólna teoria względności.
Twórca
Chociaż Einstein dokonał niepublikowanych obliczeń na ten temat w 1912, Orest Chwolson (1924) i František Link (1936) są ogólnie uważani za pierwszych, którzy wyrazili wpływ soczewki grawitacyjnej. Jednak nadal jest częściej kojarzony z Einsteinem, który opublikował artykuł w 1936 roku.
Potwierdzenie teorii
Fritz Zwicky zasugerował w 1937, że ten efekt może umożliwić gromadom galaktyk działanie jako soczewka grawitacyjna. Dopiero w 1979 roku zjawisko to zostało potwierdzone przez obserwację kwazara Twin QSO SBS 0957+561.
Opis
W przeciwieństwie do soczewek optycznych, soczewka grawitacyjna wytwarza maksymalne odchylenie światła, które przechodzi najbliżej jej środka. I minimum tego, które rozciąga się dalej. Dlatego soczewka grawitacyjna nie ma pojedynczego ogniska, ale ma linię. Termin ten w kontekście ugięcia światła został po raz pierwszy użyty przez O. J. Wigwam. Zauważył, że „niedopuszczalne jest stwierdzenie, że soczewka grawitacyjna Słońca działa w ten sposób, ponieważ gwiazda nie ma ogniskowej”.
Jeżeli źródło, masywny obiekt i obserwator leżą w linii prostej, źródło światła pojawi się jako pierścień wokół materii. Jeśli istnieje jakiekolwiek przesunięcie, zamiast tego można zobaczyć tylko segment. Ta soczewka grawitacyjna została po raz pierwszy wspomniana w 1924 roku w Petersburgu przez fizyka Oresta Khvolsona i opracowana ilościowo przez Alberta Einsteina w 1936 roku. Ogólnie określane w literaturze jako pierścienie Alberta, ponieważ ten pierwszy nie dotyczył przepływu ani promienia obrazu.
Najczęściej, gdy masa soczewkująca jest złożona (taka jak grupa galaktyk lub gromada) i nie powoduje sferycznego zniekształcenia czasoprzestrzeni, źródło będzie przypominaćczęściowe łuki rozproszone wokół soczewki. Obserwator może wtedy zobaczyć wiele obrazów tego samego obiektu o zmienionych rozmiarach. Ich liczba i kształt zależą od względnego położenia, a także od symulacji soczewek grawitacyjnych.
Trzy klasy
1. Silne soczewki.
Gdzie są łatwo widoczne zniekształcenia, takie jak powstawanie pierścieni Einsteina, łuków i wielu obrazów.
2. Słabe soczewki.
Gdzie zmiana źródeł tła jest znacznie mniejsza i może być wykryta jedynie przez analizę statystyczną dużej liczby obiektów w celu znalezienia tylko kilku procent spójnych danych. Soczewka pokazuje statystycznie, jak preferowane rozciąganie materiałów tła jest prostopadłe do kierunku w kierunku środka. Mierząc kształt i orientację dużej liczby odległych galaktyk, można uśrednić ich położenie, aby zmierzyć przesunięcie pola soczewkowania w dowolnym regionie. To z kolei można wykorzystać do zrekonstruowania rozkładu masy: w szczególności można zrekonstruować separację tła ciemnej materii. Ponieważ galaktyki są z natury eliptyczne, a słaby sygnał soczewkowania grawitacyjnego jest niewielki, w badaniach tych należy użyć bardzo dużej liczby galaktyk. Słabe dane obiektywu muszą ostrożnie unikać wielu ważnych źródeł odchyleń: kształtu wewnętrznego, tendencji do zniekształcania funkcji rozproszenia punktu aparatu oraz zdolności widzenia atmosferycznego do zmiany obrazu.
Wyniki tychBadania są ważne dla oceny soczewek grawitacyjnych w kosmosie, aby lepiej zrozumieć i ulepszyć model Lambda-CDM oraz zapewnić kontrolę spójności innych obserwacji. Mogą również stanowić ważne przyszłe ograniczenie ciemnej energii.
3. Mikrosoczewkowanie.
Gdzie nie widać zniekształceń kształtu, ale ilość światła odbieranego z obiektu tła zmienia się w czasie. Obiektem soczewkowania mogą być gwiazdy w Drodze Mlecznej, a źródłem tła są kule w odległej galaktyce lub, w innym przypadku, jeszcze bardziej odległy kwazar. Efekt jest niewielki, więc nawet galaktyka o masie ponad 100 miliardów razy większej od masy Słońca mogłaby wytworzyć wiele obrazów oddalonych o zaledwie kilka sekund kątowych. Gromady galaktyczne mogą wytwarzać separacje minut. W obu przypadkach źródła są dość daleko, wiele setek megaparseków z naszego wszechświata.
Opóźnienia czasowe
Soczewki grawitacyjne działają jednakowo na wszystkie rodzaje promieniowania elektromagnetycznego, nie tylko na światło widzialne. Słabe efekty są badane zarówno dla kosmicznego tła mikrofalowego, jak i dla badań galaktycznych. Mocne soczewki zaobserwowano również w trybie radiowym i rentgenowskim. Jeśli taki obiekt generuje wiele obrazów, między dwiema ścieżkami wystąpi względne opóźnienie czasowe. Oznacza to, że na jednym obiektywie opis będzie obserwowany wcześniej niż na drugim.
Trzy rodzaje obiektów
1. Gwiazdy, szczątki, brązowe karły iplanety.
Kiedy obiekt w Drodze Mlecznej przechodzi między Ziemią a odległą gwiazdą, skupi się i zintensyfikuje światło tła. Kilka zdarzeń tego typu zaobserwowano w Wielkim Obłoku Magellana, małym wszechświecie w pobliżu Drogi Mlecznej.
2. Galaktyki.
Masywne planety mogą również działać jako soczewki grawitacyjne. Światło ze źródła znajdującego się za wszechświatem jest zakrzywiane i skupiane, aby tworzyć obrazy.
3. Gromady galaktyk.
Masywny obiekt może tworzyć obrazy odległego obiektu leżącego za nim, zwykle w postaci rozciągniętych łuków – wycinka pierścienia Einsteina. Soczewki grawitacyjne klastrowe umożliwiają obserwację świateł znajdujących się zbyt daleko lub zbyt słabych, aby można je było zobaczyć. A ponieważ patrzenie na duże odległości oznacza patrzenie w przeszłość, ludzkość ma dostęp do informacji o wczesnym wszechświecie.
Soczewka grawitacyjna
Albert Einstein przewidział w 1936 roku, że promienie światła w tym samym kierunku co krawędzie gwiazdy głównej zbiegną się w ognisku około 542 ja. Tak więc sonda znajdująca się daleko (lub dalej) od Słońca może wykorzystać ją jako soczewkę grawitacyjną do powiększania odległych obiektów po przeciwnej stronie. W razie potrzeby położenie sondy można zmienić, aby wybrać różne cele.
Sonda Drake'a
Ta odległość jest daleko poza zaawansowaniem i możliwościami sprzętu sondy kosmicznej, takiej jak Voyager 1, i poza znanymi planetami, chociaż od tysiącleciSedna przesunie się dalej po swojej wysoce eliptycznej orbicie. Wysokie wzmocnienie dla potencjalnego wykrywania sygnałów przez tę soczewkę, takich jak mikrofale na 21 cm linii wodorowej, skłoniło Franka Drake'a do spekulacji na początku SETI, że sonda może zostać wysłana tak daleko. Wielozadaniowy SETISAIL, a później FOCAL zostały zaproponowane przez ESA w 1993 roku.
Ale zgodnie z oczekiwaniami jest to trudne zadanie. Jeśli sonda przekroczy 542 ja, możliwości powiększenia obiektywu będą nadal działać na większych odległościach, ponieważ promienie, które skupiają się na większych odległościach, przemieszczają się dalej od zniekształcenia korony słonecznej. Krytykę tej koncepcji przedstawił Landis, który omówił takie kwestie, jak interferencja, duże powiększenie celu utrudniające zaprojektowanie płaszczyzny ogniskowania misji oraz analiza własnej aberracji sferycznej obiektywu.
