Гравитационна леща: определение, видове, моделиране

Гравитационна леща е разпределение на материя (като купчина галактики) между далечен източник на светлина, който може да огъне светлината от спътник и да я насочи към наблюдателя, и наблюдателя. Този ефект е известен като гравитационна леща, а степента на огъване е едно от предсказанията на Алберт Айнщайн в на общата теория Относителност. Класическата физика ни разказва и за огъването на светлината, но това е само половината от това Than казва GTR.

Създател

Въпреки че Айнщайн прави непубликувани изчисления по темата през 1912 г., обикновено се смята, че Орест Хвалсон (1924 г.) и Франтишек Линк (1936 г.) са първите, които формулират ефекта на гравитационната леща. Въпреки това, тя все още се свързва по-често с Айнщайн, който публикува статия през 1936 г.

Потвърждаване на теорията

През 1937 г. Фриц Цвики изказва предположението, че този ефект може да позволи на галактическите купове да действат като гравитационна леща. Едва през 1979 г. явлението е потвърдено чрез наблюдение на квазара Twin QSO SBS 0957 + 561.

Описание

За разлика от оптичната леща, гравитационната леща предизвиква максимално отклонение на светлината, която се движи най-близо до нейния център. И минимална, която се разпространява допълнително. Така че гравитационната леща няма единична фокусна точка, а има линия. Терминът в контекста на отклоняването на светлината е използван за първи път от O.J. Lodgem. Той отбеляза, че "Недопустимо е да се твърди, че гравитационната леща на слънцето действа по този начин, защото звездата няма фокусно разстояние".

Ако източникът, масивният обект и наблюдателят се намират на права линия, първоначалната светлина ще изглежда като пръстен около материята. Ако има всяко преместване, вместо това се вижда само сегмент. Тази гравитационна леща е спомената за първи път през 1924 г. в Санкт Петербург от физика Орест Хволсон и е определена количествено от Алберт Айнщайн през 1936 г. В литературата обикновено се наричат пръстени на Алберт, тъй като първият не се занимава с потока или радиуса на изображението.

Най-често, когато обективиращата маса е сложна (например група галактики или клъстер) и не предизвиква сферично изкривяване на пространство-времето, източникът ще прилича на частични дъги, разпръснати около обектива. Тогава наблюдателят може да види няколко променени изображения на един и същ обект. Техният брой и форма зависят от взаимното им разположение, както и от моделирането на гравитационната леща.

Три класа

1. Силно обективиране.

Когато има лесно забележими изкривявания, като образуване на пръстени на Айнщайн, дъги и множество изображения.

2. Слаба леща.

Когато промяната във фоновите източници е много по-малка и може да се открие само чрез статистически анализ на голям брой обекти, за да се намерят само няколко процента кохерентни. Обективът се проявява статистически като предпочитано разтягане на фоновите материали перпендикулярно на центъра. Когато се измерват формата и ориентацията на голям брой отдалечени галактики, техните местоположения могат да се осреднят, за да се измери изместването на полето на обектива във всяка област. Това, от своя страна, може да се използва за реконструкция на масовите разпределения: по-специално, може да се реконструира фоновото разделяне на тъмната материя. Тъй като галактиките са елиптични по природа, а слабият сигнал от гравитационно обективиране е малък, при тези изследвания трябва да се използват много голям брой галактики. Данните от изследванията на слаби лещи трябва внимателно да се избягват редица важни източници на систематични грешки: вътрешната форма, тенденцията към изкривяване на функцията на разсейване на точката на камерата и възможността атмосферното зрение да промени изображенията.

Резултатите от тези изследвания са важни за оценката на гравитационните лещи в космоса, за по-доброто разбиране и подобряване на модела Lambda-CDM и за осигуряване на проверка на съответствието с други наблюдения. Те могат също така да осигурят важно бъдещо ограничение на тъмната енергия.

3. Microlensing.

Когато не се вижда изкривяване на формата, но количеството светлина, получено от фоновия обект, се променя с течение на времето. Обектът на обективиране може да са звезди в Млечния път, а фоновият източник може да са кълба в далечна галактика или, в друг случай, още по-далечен квазар. Ефектът е малък, така че дори галактика с маса 100 милиарда пъти по-голяма от тази на Слънцето ще създаде няколко изображения, разделени само от няколко ъглови секунди. Галактическите клъстери могат да предизвикат закъснения от минути. И в двата случая източниците са доста отдалечени, на стотици мегапарсеци от нашата Вселена.

Забавяне на времето

Гравитационните лещи действат еднакво на всички видове електромагнитно излъчване, а не само на видимата светлина. Слабите ефекти се изследват както за космическия микровълнов фон, така и за галактическите изследвания. Силни лещи са наблюдавани и в радио- и рентгенов режим. Ако такъв обект създава няколко изображения, между двата пътя ще има относително забавяне във времето. Това означава, че описанието ще бъде наблюдавано по-рано на едната леща, отколкото на другата.

Три вида обекти

1. Звезди, остатъци, кафяви джуджета и планети.

Когато обект от Млечния път премине между Земята и далечно светило, той фокусира и усилва фоновата светлина. Няколко събития от този тип са наблюдавани в Големия Магеланов облак - малка вселена близо до Млечния път.

2. Галактики.

Масивните планети могат да действат и като гравитационни лещи. Светлината от източник отвъд Вселената се огъва и фокусира, за да създава изображения.

3. Клъстери от галактики.

Масивен обект може да създаде образи на отдалечен обект, който лежи зад него, обикновено под формата на разтеглени дъги - пръстеновидни сектори на Айнщайн. Гравитационните лещи на клъстерите позволяват да се наблюдават светила, които са твърде далеч или твърде слаби, за да бъдат видени. И тъй като гледането на големи разстояния означава поглед в миналото, човечеството получава достъп до информация за ранната Вселена.

Слънчева гравитационна леща

Алберт Айнщайн предсказва през 1936 г., че светлинни лъчи в същата посока като краищата на главната звезда, ще се слеят във фокус на около 542 a.е. Така че сонда, намираща се на това разстояние (или повече) от Слънцето, би могла да го използва като гравитационна леща, за да увеличи отдалечени обекти от противоположната страна. Местоположението на сондата може да се измести при необходими за Избор на различни цели.

Сонда Дрейк

Това разстояние е далеч отвъд напредъка и възможностите на космическите сонди като Вояджър 1 и отвъд познатите планети, въпреки че в продължение на хилядолетия Седна ще пътува още по-далеч по своята силно елиптична орбита. Високият коефициент на полезно действие за потенциално откриване на сигнали през тази леща, като например микровълни в 21-сантиметровата водородна линия, кара Франк Дрейк да предположи в началото на SETI, че може да се изпрати сонда на това разстояние. Многофункционалният SETISAIL, а след това и FOCAL бяха предложени от ЕКА през 1993 г.

Но се очаква това да бъде трудна задача. Ако сондата премине през 542 a.е., Възможностите за увеличаване на обектива ще продължат да действат и на по-големи разстояния, тъй като лъчите, които се фокусират на по-големи разстояния, преминават по-далеч от изкривяванията на слънчевата корона. Тази концепция е критикувана от Ландис, който обсъжда такива проблеми като интерференция, голямото увеличение на целта, което би затруднило проектирането на фокалната равнина на мисията, и анализ на собствената сферична аберация на обектива.