O lentilă gravitațională este o distribuție a materiei (de exemplu, un grup de galaxii) între o sursă de lumină îndepărtată, care este capabilă să îndoaie radiația de la satelit, trecând către privitor și observator. Acest efect este cunoscut sub numele de lentilă gravitațională, iar cantitatea de îndoire este una dintre predicțiile lui Albert Einstein în relativitatea generală. Fizica clasică vorbește și despre curbarea luminii, dar despre asta e doar jumătate din ceea ce vorbește relativitatea generală.
Creator
Deși Einstein a făcut calcule nepublicate pe acest subiect în 1912, Orest Chwolson (1924) și František Link (1936) sunt în general considerați primii care au articulat efectul lentilei gravitaționale. Cu toate acestea, el este încă mai frecvent asociat cu Einstein, care a publicat o lucrare în 1936.
Confirmarea teoriei
Fritz Zwicky a sugerat în 1937 că acest efect ar putea permite clusterelor de galaxii să acționeze ca o lentilă gravitațională. Abia în 1979, acest fenomen a fost confirmat de observarea quasarului Twin QSO SBS 0957 + 561.
Descriere
Spre deosebire de o lentilă optică, o lentilă gravitațională produce deviația maximă a luminii care trece cel mai aproape de centrul său. Iar minimul celui care se extinde mai departe. Prin urmare, o lentilă gravitațională nu are un singur punct focal, dar are o linie. Acest termen în contextul deviației luminii a fost folosit pentru prima dată de O. J. Depune. El a menționat că „este inacceptabil să spunem că lentila gravitațională a soarelui acționează în acest fel, deoarece steaua nu are o distanță focală.”
Dacă sursa, obiectul masiv și observatorul se află în linie dreaptă, sursa de lumină va apărea ca un inel în jurul materiei. Dacă există un decalaj, numai segmentul poate fi văzut. Această lentilă gravitațională a fost menționată pentru prima dată în 1924 la Sankt Petersburg de către fizicianul Orest Khvolson și elaborată cantitativ de Albert Einstein în 1936. Denumit în general în literatură inele Albert, deoarece primul nu era preocupat de flux sau raza imaginii.
Cel mai adesea, atunci când masa lentilă este complexă (cum ar fi un grup de galaxii sau un cluster) și nu provoacă o distorsiune sferică a spațiu-timpului, sursa se va asemănaarcuri parțiale împrăștiate în jurul lentilei. Apoi, observatorul poate vedea mai multe imagini redimensionate ale aceluiași obiect. Numărul și forma lor depind de poziția relativă, precum și de simularea lentilelor gravitaționale.
Trei clase
1. Lentile puternice.
Unde există distorsiuni ușor vizibile, cum ar fi formarea inelelor Einstein, arce și imagini multiple.
2. Lentile slabe.
Unde modificarea surselor de fundal este mult mai mică și poate fi detectată doar prin analiza statistică a unui număr mare de obiecte pentru a găsi doar câteva procente de date coerente. Lentila arată statistic modul în care întinderea preferată a materialelor de fundal este perpendiculară pe direcția spre centru. Măsurând forma și orientarea unui număr mare de galaxii îndepărtate, locațiile lor pot fi mediate pentru a măsura deplasarea câmpului lentilelor în orice regiune. Aceasta, la rândul său, poate fi folosită pentru a reconstrui distribuția de masă: în special, separarea de fond a materiei întunecate poate fi reconstruită. Deoarece galaxiile sunt în mod inerent eliptice și semnalul slab al lentilei gravitaționale este mic, în aceste studii trebuie utilizat un număr foarte mare de galaxii. Datele slabe ale obiectivului trebuie să evite cu atenție o serie de surse importante de părtinire: forma internă, tendința funcției de răspândire a punctelor camerei de a se distorsiona și capacitatea vederii atmosferice de a schimba imaginile.
Rezultatele acestorastudiile sunt importante pentru evaluarea lentilelor gravitaționale în spațiu pentru a înțelege mai bine și a îmbunătăți modelul Lambda-CDM și pentru a oferi o verificare a coerenței altor observații. Ele pot oferi, de asemenea, o constrângere importantă viitoare asupra energiei întunecate.
3. Microlensing.
Unde nu este vizibilă nicio distorsiune în formă, dar cantitatea de lumină primită de la obiectul de fundal se modifică în timp. Obiectul lentilei poate fi stelele din Calea Lactee, iar sursa fundalului sunt bile dintr-o galaxie îndepărtată sau, într-un alt caz, un quasar și mai îndepărtat. Efectul este mic, astfel încât chiar și o galaxie cu o masă mai mare de 100 de miliarde de ori mai mare decât cea a Soarelui ar produce mai multe imagini separate de doar câteva secunde de arc. Clusterele galactice pot produce separări de minute. În ambele cazuri, sursele sunt destul de îndepărtate, multe sute de megaparsecuri din universul nostru.
Întârzieri
Lentilele gravitaționale acționează în mod egal asupra tuturor tipurilor de radiații electromagnetice, nu doar asupra luminii vizibile. Efectele slabe sunt studiate atât pentru fondul cosmic cu microunde, cât și pentru studii galactice. Lentilele puternice au fost observate și în modurile radio și cu raze X. Dacă un astfel de obiect produce mai multe imagini, va exista o întârziere relativă între cele două căi. Adică, pe un obiectiv, descrierea va fi observată mai devreme decât pe celăl alt.
Trei tipuri de obiecte
1. Stele, rămășițe, pitice brune șiplanete.
Când un obiect din Calea Lactee trece între Pământ și o stea îndepărtată, acesta va focaliza și intensifica lumina de fundal. Mai multe evenimente de acest tip au fost observate în Marele Nor Magellanic, un mic univers în apropiere de Calea Lactee.
2. Galaxii.
Planetele masive pot acționa și ca lentile gravitaționale. Lumina dintr-o sursă din spatele universului este îndoită și focalizată pentru a crea imagini.
3. clustere de galaxie.
Un obiect masiv poate crea imagini ale unui obiect îndepărtat aflat în spatele lui, de obicei sub formă de arce întinse - un sector al inelului Einstein. Lentilele gravitaționale în cluster fac posibilă observarea corpurilor de iluminat care sunt prea departe sau prea slabe pentru a fi văzute. Și din moment ce a privi la distanțe lungi înseamnă a privi în trecut, omenirea are acces la informații despre universul timpuriu.
Lentilă gravitațională solară
Albert Einstein a prezis în 1936 că razele de lumină în aceeași direcție cu marginile stelei principale vor converge către un focar la aproximativ 542 UA. Deci, o sondă atât de departe (sau mai mult) de Soare o poate folosi ca lentilă gravitațională pentru a mări obiectele îndepărtate de pe partea opusă. Locația sondei poate fi deplasată după cum este necesar pentru a selecta diferite ținte.
Drake Probe
Această distanță depășește cu mult avansarea și capacitatea echipamentelor sondei spațiale, cum ar fi Voyager 1, și dincolo de planetele cunoscute, deși de mileniiSedna se va deplasa mai departe pe orbita sa extrem de eliptică. Câștigul mare pentru detectarea potențială a semnalelor prin această lentilă, cum ar fi microundele pe o linie de hidrogen de 21 cm, l-a determinat pe Frank Drake să speculeze în primele zile ale SETI că o sondă ar putea fi trimisă atât de departe. SETISAIL multifuncțional și mai târziu FOCAL au fost propuse de ESA în 1993.
Dar așa cum era de așteptat, aceasta este o sarcină dificilă. Dacă sonda trece de 542 UA, capacitățile de mărire ale obiectivului vor continua să funcționeze la distanțe mai lungi, deoarece razele care intră în focalizare la distanțe mai mari se deplasează mai departe de distorsiunea coronei solare. O critică a acestui concept a fost făcută de Landis, care a discutat despre probleme precum interferența, mărirea mare a țintei care ar face dificilă proiectarea planului focal al misiunii și analiza propriei aberații sferice a obiectivului.
