A gravitációs lencse az anyag eloszlása (például galaxishalmaz) egy távoli fényforrás között, amely képes elhajlítani a műholdról érkező, a néző felé haladó sugárzást és a megfigyelőt. Ezt a hatást gravitációs lencséknek nevezik, és a hajlítás mértéke Albert Einstein egyik jóslata az általános relativitáselméletben. A klasszikus fizika is beszél a fény hajlításáról, de ez csak a fele annak, amiről az általános relativitáselmélet beszél.
Alkotó
Noha Einstein 1912-ben végzett publikálatlan számításokat ebben a témában, általában Orest Chwolsont (1924) és František Linket (1936) tartják az elsőnek, aki megfogalmazta a gravitációs lencse hatását. Azonban még mindig gyakrabban kötik Einsteinhez, aki 1936-ban publikált egy tanulmányt.
Az elmélet megerősítése
Fritz Zwicky 1937-ben azt javasolta, hogy ez a hatás lehetővé tenné, hogy a galaxishalmazok gravitációs lencseként működjenek. Ezt a jelenséget csak 1979-ben erősítette meg a kvazár Twin QSO SBS 0957 + 561 megfigyelése.
Leírás
Az optikai lencséktől eltérően a gravitációs lencse a középpontjához legközelebb elhaladó fény maximális eltérítését hozza létre. És annak minimuma, amelyik tovább nyúlik. Ezért a gravitációs lencsének nincs egyetlen fókuszpontja, de van egy vonala. Ezt a kifejezést a fényeltérítés kapcsán először O. J. Házikó. Megjegyezte, hogy "elfogadhatatlan azt mondani, hogy a Nap gravitációs lencséje így működik, mivel a csillagnak nincs gyújtótávolsága."
Ha a forrás, a hatalmas objektum és a megfigyelő egyenes vonalban helyezkednek el, a forrásfény gyűrűként jelenik meg az anyag körül. Ha van eltolás, akkor helyette csak a szegmens látható. Ezt a gravitációs lencsét először 1924-ben, Szentpéterváron említette Orest Khvolson fizikus, és Albert Einstein dolgozta ki mennyiségileg 1936-ban. A szakirodalomban általánosan Albert-gyűrűkként emlegetik, mivel az előbbi nem foglalkozott az áramlással vagy a képsugárral.
Leggyakrabban, ha a lencse tömege összetett (például galaxisok csoportja vagy halmaz), és nem okoz gömbi tér-időtorzulást, akkor a forrás hasonlít majdrészleges ívek szétszórva a lencse körül. A megfigyelő ezután több átméretezett képet láthat ugyanarról az objektumról. Számuk és alakjuk a relatív helyzettől, valamint a gravitációs lencsék szimulációjától függ.
Három óra
1. Erős lencse.
Ahol könnyen látható torzulások vannak, például Einstein-gyűrűk, ívek és több kép kialakulása.
2. Gyenge lencse.
Ahol a háttérforrások változása sokkal kisebb, és csak nagyszámú objektum statisztikai elemzésével lehet kimutatni, és csak néhány százalékos koherens adatot találni. A lencse statisztikailag mutatja, hogy a háttéranyagok preferált nyújtása hogyan merőleges a középpont felé irányuló irányra. Nagyszámú távoli galaxis alakjának és tájolásának mérésével ezek elhelyezkedése átlagolható a lencsék téreltolódásának mérésére bármely régióban. Ezzel pedig rekonstruálható a tömegeloszlás: különösen a sötét anyag háttérelválása rekonstruálható. Mivel a galaxisok eredendően elliptikusak, és a gyenge gravitációs lencsejel kicsi, nagyon nagy számú galaxist kell használni ezekben a vizsgálatokban. A lencse gyenge adatait gondosan el kell kerülni a torzítás számos fontos forrását: a belső formát, a kamera pontterjedési függvényének hajlamát a torzításra és a légköri látás képességét a képek megváltoztatására.
Ezek eredményeiA vizsgálatok fontosak a gravitációs lencsék térben történő értékeléséhez, hogy jobban megértsék és javítsák a Lambda-CDM modellt, valamint hogy konzisztens ellenőrzést biztosítsanak más megfigyelésekre vonatkozóan. Ezenkívül fontos jövőbeli korlátot jelenthetnek a sötét energia számára.
3. Mikrolencsék.
Ahol nem látható az alakzatban torzulás, de a háttérobjektumból érkező fény mennyisége idővel változik. Az objektívezés tárgya a Tejútrendszer csillagai lehetnek, a háttér forrása pedig egy távoli galaxis golyói, vagy más esetben egy még távolabbi kvazár. A hatás kicsi, így még a Nap tömegének 100 milliárdszorosát meghaladó tömegű galaxis is több képet készítene, amelyeket csak néhány ívmásodperc választ el egymástól. A galaktikus klaszterek percnyi szétválást eredményezhetnek. Mindkét esetben a források meglehetősen távol, sok száz megaparszeknyire vannak az univerzumunktól.
Időkésések
A gravitációs lencsék minden típusú elektromágneses sugárzásra egyformán hatnak, nem csak a látható fényre. A gyenge hatásokat mind a kozmikus mikrohullámú háttér, mind a galaktikus vizsgálatok során tanulmányozzák. Erős lencséket figyeltek meg rádió- és röntgen üzemmódban is. Ha egy ilyen objektum több képet állít elő, akkor a két út között relatív időkésés lesz. Vagyis az egyik objektíven a leírás korábban lesz megfigyelhető, mint a másikon.
Három típusú objektum
1. Csillagok, maradványok, barna törpék ésbolygók.
Amikor a Tejútrendszer egyik tárgya elhalad a Föld és egy távoli csillag között, fókuszálni fogja és felerősíti a háttérfényt. Számos ilyen típusú eseményt figyeltek meg a Nagy Magellán-felhőben, egy kis univerzumban a Tejút közelében.
2. Galaxisok.
A masszív bolygók gravitációs lencseként is működhetnek. Az univerzum mögötti forrásból származó fény meghajlik és fókuszálva képeket hoz létre.
3. Galaxishalmazok.
Egy masszív tárgy képes létrehozni egy mögötte elhelyezkedő távoli tárgy képét, általában kifeszített ívek formájában – az Einstein-gyűrű egy szektorában. A klaszteres gravitációs lencsék lehetővé teszik a túl távoli vagy túl halvány világítótestek megfigyelését. És mivel a nagy távolságokba tekintés azt jelenti, hogy a múltba tekintünk, az emberiség hozzáfér a korai univerzumra vonatkozó információkhoz.
Szoláris gravitációs lencse
Albert Einstein 1936-ban azt jósolta, hogy a főcsillag széleivel azonos irányú fénysugarak körülbelül 542 AU-s fókuszba fognak konvergálni. Tehát a Naptól távol (vagy távolabb) lévő szonda gravitációs lencseként használhatja az ellenkező oldalon lévő távoli objektumok nagyítására. A szonda helye szükség szerint eltolható a különböző célpontok kiválasztásához.
Drake Probe
Ez a távolság messze meghaladja a Voyager 1-hez hasonló űrszonda-berendezések fejlődését és képességeit, és túlmutat az ismert bolygókon, bár évezredek ótaA Sedna tovább fog haladni erősen elliptikus pályáján. Az ezen az objektíven keresztül potenciálisan észlelhető jelek (például mikrohullámú 21 cm-es hidrogénvonalon) való nagy nyereség miatt Frank Drake a SETI korai napjaiban azt feltételezte, hogy egy szondát el lehet küldeni odáig. A többcélú SETISAIL-t, majd a FOCAL-t az ESA javasolta 1993-ban.
De ahogy az várható volt, ez nehéz feladat. Ha a szonda áthalad 542 AU-n, az objektív nagyítási képességei nagyobb távolságokon is tovább működnek, mivel a nagyobb távolságra fókuszba kerülő sugarak távolabb kerülnek a napkorona-torzulástól. Landis bírálta ezt a koncepciót, és olyan kérdéseket tárgy alt, mint az interferencia, a nagy célnagyítás, amely megnehezítené a küldetés fókuszsíkjának tervezését, és az objektív saját szférikus aberrációjának elemzése.
