Gravitācijas lēca ir matērijas sadalījums (piemēram, galaktiku kopa) starp tālu gaismas avotu, kas spēj saliekt satelīta starojumu, kas virzās uz skatītāju, un novērotāju. Šis efekts ir pazīstams kā gravitācijas lēca, un lieces apjoms ir viena no Alberta Einšteina prognozēm vispārējā relativitātes teorijā. Klasiskā fizikā tiek runāts arī par gaismas saliekšanu, taču tā ir tikai puse no tā, par ko runā vispārējā relativitāte.
Radītājs
Lai gan Einšteins 1912. gadā veica nepublicētus aprēķinus par šo tēmu, parasti tiek uzskatīts, ka Orests Čvolsons (1924) un Františeks Links (1936) ir pirmie, kas formulēja gravitācijas lēcas ietekmi. Tomēr viņš joprojām ir biežāk saistīts ar Einšteinu, kurš publicēja rakstu 1936. gadā.
Teorijas apstiprinājums
Frits Cvikijs 1937. gadā ierosināja, ka šis efekts varētu ļaut galaktiku kopām darboties kā gravitācijas lēcai. Tikai 1979. gadā šo parādību apstiprināja kvazāra Twin QSO SBS 0957 + 561 novērojums.
Apraksts
Atšķirībā no optiskā lēca, gravitācijas lēca rada maksimālo gaismas novirzi, kas iet vistuvāk tās centram. Un minimums no tā, kas sniedzas tālāk. Tāpēc gravitācijas lēcai nav viena fokusa punkta, bet tai ir līnija. Šo terminu gaismas novirzes kontekstā pirmo reizi izmantoja O. J. Lodža. Viņš norādīja, ka "nav pieņemami teikt, ka Saules gravitācijas lēca darbojas šādi, jo zvaigznei nav fokusa attāluma."
Ja avots, masīvais objekts un novērotājs atrodas taisnā līnijā, avota gaisma parādīsies kā gredzens ap vielu. Ja ir nobīde, tā vietā var redzēt tikai segmentu. Šo gravitācijas lēcu 1924. gadā Sanktpēterburgā pirmo reizi pieminēja fiziķis Orests Hvolsons, un to kvantitatīvi izstrādāja Alberts Einšteins 1936. gadā. Literatūrā tos parasti dēvē par Alberta gredzeniem, jo pirmais nebija saistīts ar plūsmu vai attēla rādiusu.
Visbiežāk, ja objektīva masa ir sarežģīta (piemēram, galaktiku grupa vai kopa) un nerada sfēriskus telpas-laika kropļojumus, avots atgādināsdaļēji loki, kas izkaisīti ap objektīvu. Pēc tam novērotājs var redzēt vairākus viena un tā paša objekta attēlus ar mainītu izmēru. To skaits un forma ir atkarīga no relatīvās pozīcijas, kā arī no gravitācijas lēcu simulācijas.
Trīs nodarbības
1. Spēcīgs objektīvs.
Kur ir viegli pamanāmi izkropļojumi, piemēram, Einšteina gredzenu veidošanās, loki un vairāki attēli.
2. Vājš objektīvs.
Ja fona avotu izmaiņas ir daudz mazākas un tās var noteikt tikai ar liela skaita objektu statistisko analīzi, lai atrastu tikai dažus procentus saskaņotu datu. Objektīvs statistiski parāda, kā vēlamā fona materiālu stiepšanās ir perpendikulāra virzienam uz centru. Izmērot lielu skaitu tālu galaktiku formu un orientāciju, to atrašanās vietas var aprēķināt vidējo, lai izmērītu objektīva lauka nobīdi jebkurā reģionā. To savukārt var izmantot, lai rekonstruētu masu sadalījumu: jo īpaši var rekonstruēt tumšās vielas fona atdalīšanu. Tā kā galaktikas pēc savas būtības ir eliptiskas un vājais gravitācijas lēcu signāls ir mazs, šajos pētījumos ir jāizmanto ļoti liels galaktiku skaits. Vājiem objektīva datiem rūpīgi jāizvairās no vairākiem svarīgiem novirzes avotiem: iekšējās formas, kameras punktu izkliedes funkcijas tendences kropļot un atmosfēras redzes spējas mainīt attēlus.
Šo rezultātu rezultātipētījumi ir svarīgi, lai novērtētu gravitācijas lēcas kosmosā, lai labāk izprastu un uzlabotu Lambda-CDM modeli un nodrošinātu citu novērojumu konsekvences pārbaudi. Tie var būt arī nozīmīgs nākotnes ierobežojums tumšajai enerģijai.
3. Mikrolēcas.
Kur formā nav redzami kropļojumi, bet no fona objekta saņemtās gaismas daudzums laika gaitā mainās. Objektīva objekts var būt zvaigznes Piena ceļā, un fona avots ir bumbiņas tālā galaktikā vai, citā gadījumā, vēl tālāks kvazārs. Efekts ir mazs, tāpēc pat galaktika, kuras masa ir lielāka par 100 miljardiem reižu nekā Saulei, radītu vairākus attēlus, kas atdalīti tikai ar pāris loka sekundēm. Galaktiskās kopas var radīt minūšu atdalījumus. Abos gadījumos avoti atrodas diezgan tālu, simtiem megaparseku no mūsu Visuma.
Laika aizkavēšanās
Gravitācijas lēcas vienādi iedarbojas uz visu veidu elektromagnētisko starojumu, ne tikai uz redzamo gaismu. Vājie efekti tiek pētīti gan kosmiskā mikroviļņu fona, gan galaktikas pētījumos. Spēcīgas lēcas tika novērotas arī radio un rentgena režīmā. Ja šāds objekts rada vairākus attēlus, starp abiem ceļiem būs relatīva laika aizkave. Tas ir, uz viena objektīva apraksts tiks novērots agrāk nekā uz otra.
Trīs veidu objekti
1. Zvaigznes, paliekas, brūnie punduri unplanētas.
Kad Piena Ceļa objekts šķērso Zemi un tālu zvaigzni, tas fokusēsies un pastiprinās fona gaismu. Vairāki šāda veida notikumi ir novēroti Lielajā Magelāna mākonī, mazā Visumā netālu no Piena Ceļa.
2. Galaktikas.
Masīvas planētas var darboties arī kā gravitācijas lēcas. Gaisma no avota aiz Visuma ir saliekta un fokusēta, lai radītu attēlus.
3. Galaktiku kopas.
Masīvs objekts var radīt attēlus no attāla objekta, kas atrodas aiz tā, parasti izstieptu loku veidā - Einšteina gredzena sektorā. Klasteru gravitācijas lēcas ļauj novērot gaismekļus, kas atrodas pārāk tālu vai pārāk vāji, lai tos redzētu. Un tā kā skatīties lielos attālumos nozīmē ieskatīties pagātnē, cilvēcei ir pieejama informācija par agrīno Visumu.
Saules gravitācijas lēca
Alberts Einšteins 1936. gadā paredzēja, ka gaismas stari tādā pašā virzienā kā galvenās zvaigznes malas saplūdīs fokusā aptuveni 542 AU. Tātad zonde, kas atrodas tālu (vai vairāk) no Saules, var to izmantot kā gravitācijas lēcu, lai palielinātu tālu objektus pretējā pusē. Zondes atrašanās vietu var mainīt pēc vajadzības, lai atlasītu dažādus mērķus.
Dreika zonde
Šis attālums ievērojami pārsniedz kosmosa zondes aprīkojuma, piemēram, Voyager 1, progresu un iespējas, kā arī zināmas planētas, lai gan jau tūkstošiem gadu. Sedna virzīsies tālāk savā ļoti eliptiskajā orbītā. Lielais pastiprinājums potenciāli signālu noteikšanai caur šo objektīvu, piemēram, mikroviļņus 21 cm ūdeņraža līnijā, lika Frankam Dreikam SETI pirmajās dienās domāt, ka zondi varētu nosūtīt tik tālu. Daudzfunkcionālo SETISAIL un vēlāk FOCAL ierosināja ESA 1993. gadā.
Bet, kā jau gaidīts, tas ir grūts uzdevums. Ja zonde šķērsos 542 AU, objektīva palielināšanas iespējas turpinās darboties arī lielākos attālumos, jo stari, kas fokusējas lielākos attālumos, virzās tālāk no saules korona kropļojumiem. Šo koncepciju kritizēja Lendiss, kurš apsprieda tādus jautājumus kā traucējumi, liels mērķa palielinājums, kas apgrūtinātu misijas fokusa plaknes izstrādi, un paša objektīva sfēriskās aberācijas analīze.
