Soczewkowanie grawitacyjne: definicja, rodzaje, modelowanie

Soczewka grawitacyjna to układ materii (np. gromada galaktyk) pomiędzy odległym źródłem światła, które jest w stanie, poprzez ugięcie światła z satelity, przejść w kierunku obserwatora, a obserwatorem. Efekt ten znany jest jako soczewkowanie grawitacyjne, a wielkość ugięcia jest jednym z przewidywań Alberta Einsteina w ogólnej teorii względność. Fizyka klasyczna mówi nam również o ugięciu światła, ale to tylko połowa tego, co niż mówią GTR.

Twórca

Chociaż Einstein przeprowadził niepublikowane obliczenia na ten temat w 1912 roku, Orest Hvalson (1924) i František Link (1936) powszechnie uważają, że jako pierwsi przedstawili efekt soczewki grawitacyjnej. Nadal jednak częściej kojarzy się ją z Einsteinem, który w 1936 roku opublikował artykuł.

Potwierdzenie teorii

Fritz Zwicky zaproponował w 1937 roku, że efekt ten może pozwolić gromadom galaktyk działać jak soczewka grawitacyjna. Dopiero w 1979 roku zjawisko zostało potwierdzone przez obserwację kwazara Twin QSO SBS 0957 + 561.

Opis

W odróżnieniu od soczewki optycznej, soczewka grawitacyjna powoduje maksymalne ugięcie światła, które przemieszcza się najbliżej jej środka. I minimum tego, które rozciąga się poza nią. W związku z tym soczewka grawitacyjna nie ma jednego punktu centralnego, ale ma linię. Termin ten w kontekście ugięcia światła został po raz pierwszy użyty przez O.. Lodge. Zauważył on, że "Niedopuszczalne jest stwierdzenie, że soczewka grawitacyjna Słońca działa w ten sposób, ponieważ gwiazda nie ma odległości ogniskowej".

Jeśli źródło, obiekt masywny i obserwator leżą w linii prostej, światło źródła pojawi się jako pierścień wokół materii. Jeśli jest jakiekolwiek przemieszczenie, zamiast tego widać tylko odcinek. Ta soczewka grawitacyjna została po raz pierwszy wspomniana w 1924 roku w Petersburgu przez fizyka Oresta Chvolsona i skwantyfikowana przez Alberta Einsteina w 1936 roku. Ogólnie w literaturze określane jako pierścienie Alberta, gdyż te pierwsze nie zajmowały się strumieniem ani promieniem obrazu.

Najczęściej, gdy masa soczewki jest złożona (np. grupa galaktyk lub gromada) i nie powoduje sferycznego zniekształcenia czasoprzestrzeni, źródło będzie przypominać częściowe łuki rozproszone wokół soczewki. Obserwator może wtedy zobaczyć kilka zmienionych obrazów tego samego obiektu. Ich liczba i kształt zależą od ich wzajemnego ułożenia, a także od modelowania soczewek grawitacyjnych.

Trzy klasy

1. Silne soczewkowanie.

W przypadku występowania łatwo widocznych zniekształceń, takich jak tworzenie pierścieni Einsteina, łuków i wielu obrazów.

2. Słabe soczewkowanie.

Gdzie zmienność źródeł tła jest znacznie mniejsza i może być wykryta tylko przez analizę statystyczną dużej liczby obiektów, aby znaleźć spójne dane tylko kilka procent. Soczewkowanie pokazuje statystycznie, jak materiały tła są preferencyjnie rozciągnięte prostopadle do centrum. Gdy mierzy się kształt i orientację dużej liczby odległych galaktyk, ich lokalizacje można uśrednić, aby zmierzyć przesunięcie pola soczewkowego w dowolnym regionie. To z kolei może być wykorzystane do rekonstrukcji rozkładu masy: w szczególności można zrekonstruować separację ciemnej materii w tle. Ponieważ galaktyki mają charakter eliptyczny, a słaby sygnał soczewkowania grawitacyjnego jest niewielki, w badaniach tych należy wykorzystać bardzo dużą liczbę galaktyk. W danych z badania słabych soczewek należy starannie unikać kilku ważnych źródeł błędu systematycznego: kształtu wewnętrznego, tendencji do zniekształcania funkcji rozpraszania punktu kamerowego oraz zdolności widzenia atmosferycznego do zmiany obrazów.

Wyniki tych badań są ważne dla oceny soczewek grawitacyjnych w przestrzeni, dla lepszego zrozumienia i poprawy modelu Lambda-CDM oraz dla zapewnienia kontroli spójności innych obserwacji. Mogą one również stanowić ważne przyszłe ograniczenie dla ciemnej energii.

3. Microlensing.

Gdzie nie widać zniekształceń kształtu, ale ilość światła odbieranego od obiektu tła zmienia się w czasie. Obiektem soczewkowania mogą być gwiazdy w Drodze Mlecznej, a źródłem tła mogą być orby w odległej galaktyce lub, w innym przypadku, jeszcze bardziej odległy kwazar. Efekt jest niewielki, tak że nawet galaktyka o masie 100 miliardów razy większej od masy Słońca dałaby kilka obrazów oddzielonych od siebie zaledwie kilkoma sekundami kątowymi. Gromady galaktyk mogą wytwarzać niewielkie separacje. W obu przypadkach źródła są dość odległe, wiele setek megaparseków od 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 galaktyk. Silne soczewki zostały również zaobserwowane w trybie radiowym i rentgenowskim. Jeśli taki obiekt wytwarza wiele obrazów, to pomiędzy tymi dwoma ścieżkami będzie występowało względne opóźnienie czasowe. To znaczy, że na jednej soczewce opis będzie obserwowany wcześniej niż na drugiej.

Trzy rodzaje obiektów

1. Gwiazdy, pozostałości, brązowe karły i planety.

Kiedy obiekt w Drodze Mlecznej przechodzi pomiędzy Ziemią a odległym obiektem świetlnym, skupia i wzmacnia światło tła. Kilka zdarzeń tego typu zaobserwowano w Wielkim Obłoku Magellana, małym wszechświecie w pobliżu Drogi Mlecznej.

2. Galaktyki.

Masywne planety mogą również działać jak soczewki grawitacyjne. Światło ze źródła znajdującego się za wszechświatem ugina się i skupia, tworząc obrazy.

3. Gromady galaktyk.

Masywny obiekt może wytwarzać obrazy leżącego za nim odległego obiektu, zwykle w postaci rozciągniętych łuków - sektorów pierścieni Einsteina. Soczewki grawitacyjne gromad umożliwiają obserwację luminarzy, które są zbyt odległe lub zbyt słabe, aby je dostrzec. A ponieważ patrzenie na duże odległości oznacza patrzenie w przeszłość, ludzkość zyskuje dostęp do informacji o wczesnym Wszechświecie.

Słoneczna soczewka grawitacyjna

Albert Einstein przewidział w 1936 roku, że promienie światła w tym samym kierunku co krawędzie gwiazdy głównej zbiegnie się do ogniska w odległości około 542 a.е. Zatem sonda umieszczona w tej odległości (lub większej) od Słońca może wykorzystać je jako soczewkę grawitacyjną do powiększenia odległych obiektów po przeciwnej stronie. Położenie sondy może się przesunąć jako potrzeba wybór różnych celów.

Sonda Drake`a

Odległość ta jest daleko poza postępem i możliwościami sond kosmicznych takich jak Voyager 1 i poza znanymi planetami, choć przez tysiąclecia Sedna będzie poruszać się po swojej wysoce eliptycznej orbicie. Wysokie wzmocnienie dla potencjalnego wykrycia sygnałów przez tę soczewkę, takich jak mikrofale na 21-centymetrowej linii wodoru, doprowadziło Franka Drake`a do spekulacji we wczesnych dniach SETI, że sonda mogłaby zostać wysłana w tę odległość. Wielofunkcyjny SETISAIL, a następnie FOCAL zostały zaproponowane przez ESA w 1993 r.

Należy się jednak spodziewać, że będzie to trudne zadanie. Jeżeli sonda przejdzie 542 a.е., Możliwości powiększenia obiektywu będą nadal działać przy większych odległościach, ponieważ promienie, które skupiają się przy większych odległościach, przechodzą dalej od zniekształceń koron słonecznych. Krytykę tej koncepcji przedstawił Landis, który omówił takie kwestie jak interferencja, duże powiększenie celu, które utrudniałoby rzutowanie płaszczyzny ogniskowej misji, oraz analizę własnej aberracji sferycznej obiektywu.