Gravitacinis lęšis – tai materijos (pavyzdžiui, galaktikų spiečiaus) pasiskirstymas tarp tolimo šviesos š altinio, galinčio išlenkti palydovo spinduliuotę, sklindančią link žiūrovo, ir stebėtojo. Šis efektas žinomas kaip gravitacinis lęšis, o lenkimo dydis yra viena iš Alberto Einšteino prognozių bendrojoje reliatyvumo teorijoje. Klasikinė fizika taip pat kalba apie šviesos lenkimą, bet tai tik pusė to, apie ką kalba bendrasis reliatyvumas.
Kūrėjas
Nors Einšteinas 1912 m. atliko neskelbtus skaičiavimus šia tema, Orestas Chwolsonas (1924) ir Františekas Linkas (1936) paprastai laikomi pirmaisiais, išreiškusiais gravitacinio lęšio poveikį. Tačiau jis vis dar dažniau siejamas su Einšteinu, kuris 1936 m. paskelbė straipsnį.
Teorijos patvirtinimas
Fritzas Zwicky 1937 m. pasiūlė, kad dėl šio efekto galaktikų spiečiai galėtų veikti kaip gravitacinis lęšis. Tik 1979 m. šis reiškinys buvo patvirtintas stebint kvazarą Dvynį QSO SBS 0957 + 561.
Aprašymas
Skirtingai nei optinis lęšis, gravitacinis lęšis sukuria didžiausią šviesos, kuri praeina arčiausiai jo centro, nukreipimą. Ir minimumas to, kuris tęsiasi toliau. Todėl gravitacinis lęšis neturi vieno židinio taško, bet turi liniją. Šį terminą šviesos nukreipimo kontekste pirmą kartą pavartojo O. J. Namelis. Jis pažymėjo, kad „nepriimtina sakyti, kad gravitacinis saulės lęšis veikia taip, nes žvaigždė neturi židinio nuotolio“.
Jei š altinis, masyvus objektas ir stebėtojas yra vienoje linijoje, š altinio šviesa atrodys kaip žiedas aplink materiją. Jei yra koks nors poslinkis, vietoj jo galima matyti tik segmentą. Pirmą kartą šį gravitacinį lęšį 1924 m. Sankt Peterburge paminėjo fizikas Orestas Khvolsonas, o kiekybiškai jį sukūrė Albertas Einšteinas 1936 m. Literatūroje paprastai vadinami Alberto žiedais, nes pirmasis nebuvo susijęs su srautu ar vaizdo spinduliu.
Dažniausiai, kai lęšio masė yra sudėtinga (pvz., galaktikų grupė ar spiečius) ir nesukelia sferinio erdvės laiko iškraipymo, š altinis bus panašusaplink objektyvą išsibarstę daliniai lankai. Tada stebėtojas gali matyti kelis pakeisto dydžio to paties objekto vaizdus. Jų skaičius ir forma priklauso nuo santykinės padėties, taip pat nuo gravitacinių lęšių modeliavimo.
Trys užsiėmimai
1. Stiprus objektyvas.
Kur yra lengvai matomų iškraipymų, pvz., Einšteino žiedų, lankų ir kelių vaizdų susidarymas.
2. Silpnas objektyvas.
Kai foninių š altinių pokytis yra daug mažesnis ir gali būti aptiktas tik atliekant statistinę daugelio objektų analizę, kad būtų galima rasti tik kelis procentus nuoseklių duomenų. Objektyvas statistiškai parodo, kaip pageidaujamas fono medžiagų tempimas yra statmenas krypčiai link centro. Matuojant daugelio tolimų galaktikų formą ir orientaciją, galima apskaičiuoti jų vietos vidurkį, kad būtų galima išmatuoti objektyvo lauko poslinkį bet kuriame regione. Tai, savo ruožtu, gali būti panaudota masės pasiskirstymui rekonstruoti: visų pirma galima atkurti tamsiosios medžiagos fono atskyrimą. Kadangi galaktikos iš prigimties yra elipsės formos, o silpnas gravitacinio lęšio signalas yra mažas, šiuose tyrimuose turi būti naudojamas labai didelis galaktikų skaičius. Silpni objektyvo duomenys turi atsargiai vengti daugelio svarbių paklaidų š altinių: vidinės formos, fotoaparato taško sklaidos funkcijos tendencijos iškraipyti ir atmosferos regėjimo gebėjimo keisti vaizdus.
Šių rezultatų rezultataityrimai yra svarbūs vertinant gravitacinius lęšius erdvėje, siekiant geriau suprasti ir patobulinti Lambda-CDM modelį ir pateikti kitų stebėjimų nuoseklumo patikrinimą. Jie taip pat gali tapti svarbiu tamsiosios energijos suvaržymu ateityje.
3. Mikro lęšiai.
Kur nesimato formos iškraipymų, tačiau iš foninio objekto gaunamos šviesos kiekis laikui bėgant kinta. Objektyvo objektas gali būti žvaigždės Paukščių Take, o fono š altinis – rutuliai tolimoje galaktikoje arba, kitu atveju, dar tolimesnis kvazaras. Poveikis yra nedidelis, todėl net galaktika, kurios masė didesnė nei 100 milijardų kartų už Saulės masę, sukurtų kelis vaizdus, skirtus tik keliomis lanko sekundėmis. Galaktikos klasteriai gali atskirti minutes. Abiem atvejais š altiniai yra gana toli, daug šimtų megaparsekų nuo mūsų visatos.
Laiko vėlavimas
Gravitaciniai lęšiai vienodai veikia visų tipų elektromagnetinę spinduliuotę, ne tik matomą šviesą. Silpni efektai tiriami tiek kosminio mikrobangų fone, tiek galaktikos tyrimams. Stiprūs lęšiai taip pat buvo stebimi radijo ir rentgeno režimais. Jei toks objektas sukuria kelis vaizdus, tarp dviejų kelių bus santykinis laiko delsa. Tai reiškia, kad ant vieno objektyvo aprašymas bus pastebėtas anksčiau nei ant kito.
Trijų tipų objektai
1. Žvaigždės, likučiai, rudieji nykštukai irplanetos.
Kai Paukščių Tako objektas praskrieja tarp Žemės ir tolimos žvaigždės, jis sufokusuos ir sustiprins fono šviesą. Keletas tokio tipo įvykių buvo pastebėti Didžiajame Magelano debesyje, mažoje visatoje netoli Paukščių Tako.
2. Galaktikos.
Masyvios planetos taip pat gali veikti kaip gravitaciniai lęšiai. Šviesa iš š altinio už visatos yra išlenkta ir sufokusuota, kad būtų sukurti vaizdai.
3. Galaktikos klasteriai.
Didžiulis objektas gali sukurti už jo gulinčio tolimo objekto, dažniausiai ištemptų lankų – Einšteino žiedo sektoriaus – vaizdus. Klasteriniai gravitaciniai lęšiai leidžia stebėti šviestuvus, kurie yra per toli arba per silpni, kad būtų matomi. Ir kadangi žvelgti į tolimus atstumus reiškia žvelgti į praeitį, žmonija turi prieigą prie informacijos apie ankstyvąją visatą.
Saulės gravitacijos objektyvas
Albertas Einšteinas 1936 m. numatė, kad šviesos spinduliai ta pačia kryptimi kaip ir pagrindinės žvaigždės kraštai susilies į maždaug 542 AU židinį. Taigi zondas, esantis toli (ar daugiau) nuo Saulės, gali naudoti jį kaip gravitacinį lęšį, kad padidintų tolimus objektus priešingoje pusėje. Jei reikia, zondo vietą galima pakeisti, kad būtų galima pasirinkti skirtingus taikinius.
Dreiko zondas
Šis atstumas yra gerokai didesnis už kosminių zondų įrangos, pvz., „Voyager 1“, pažangą ir galimybes, ir už žinomų planetų, nors tūkstantmečiusSedna judės toliau savo labai elipsės formos orbita. Didelis signalų aptikimo per šį objektyvą, pvz., mikrobangų 21 cm vandenilio linijos, padidėjimas paskatino Franką Drake'ą spėlioti, kad zondas gali būti išsiųstas taip toli. 1993 m. ESA pasiūlė daugiafunkcį SETISAIL ir vėliau FOCAL.
Tačiau, kaip ir tikėtasi, tai sudėtinga užduotis. Jei zondas pralenks 542 AU, objektyvo didinimo galimybės ir toliau veiks didesniais atstumais, nes didesniu atstumu sufokusuoti spinduliai nukeliauja toliau nuo saulės vainikinio iškraipymo. Šią koncepciją kritikavo Landis, aptardamas tokius klausimus kaip trukdžiai, didelis taikinio padidinimas, dėl kurio būtų sunku sukurti misijos židinio plokštumą, ir paties objektyvo sferinės aberacijos analizė.
