Гравитационната леща е разпределение на материя (например куп от галактики) между далечен източник на светлина, който е в състояние да огъва излъчването на спътника, преминаващ към зрителя и наблюдателя. Този ефект е известен като гравитационно лещиране, а количеството огъване е едно от прогнозите на Алберт Айнщайн в общата теория на относителността. Класическата физика също говори за огъването на светлината, но това е само половината от това, за което говори общата теория на относителността.
Създател
Въпреки че Айнщайн прави непубликувани изчисления по този въпрос през 1912 г., обикновено се смята, че Орест Чволсън (1924) и Франтишек Линк (1936) са първите, които формулират ефекта на гравитационната леща. Въпреки това, той все още се свързва по-често с Айнщайн, който публикува статия през 1936 г.
Потвърждение на теорията
Fritz Zwicky предположи през 1937 г., че този ефект може да позволи на галактическите купове да действат като гравитационна леща. Едва през 1979 г. това явление е потвърдено от наблюдението на квазара Twin QSO SBS 0957 + 561.
Описание
За разлика от оптичната леща, гравитационната леща произвежда максимално отклонение на светлината, която минава най-близо до нейния център. И минимумът от този, който се простира по-нататък. Следователно гравитационната леща няма нито една фокусна точка, но има линия. Този термин в контекста на отклонението на светлината е използван за първи път от O. J. Ложа. Той отбеляза, че "неприемливо е да се каже, че гравитационната леща на слънцето действа по този начин, тъй като звездата няма фокусно разстояние."
Ако източникът, масивният обект и наблюдателят лежат в права линия, източникът на светлина ще изглежда като пръстен около материята. Ако има някакво изместване, вместо това може да се види само сегментът. Тази гравитационна леща е спомената за първи път през 1924 г. в Санкт Петербург от физика Орест Хволсон и количествено разработена от Алберт Айнщайн през 1936 г. Обикновено в литературата се наричат пръстени на Алберт, тъй като първият не е свързан с потока или радиуса на изображението.
Най-често, когато масата на лещата е сложна (като група от галактики или куп) и не причинява сферично изкривяване на пространство-времето, източникът ще прилича начастични дъги, разпръснати около лещата. След това наблюдателят може да види множество преоразмерени изображения на един и същ обект. Техният брой и форма зависят от относителното положение, както и от симулацията на гравитационни лещи.
Три класа
1. Силно лещи.
Там, където има лесно видими изкривявания, като образуването на пръстени на Айнщайн, дъги и множество изображения.
2. Слаба леща.
Когато промяната във фоновите източници е много по-малка и може да бъде открита само чрез статистически анализ на голям брой обекти, за да се намерят само няколко процента кохерентни данни. Обективът показва статистически как предпочитаното разтягане на фоновите материали е перпендикулярно на посоката към центъра. Чрез измерване на формата и ориентацията на голям брой далечни галактики, техните местоположения могат да бъдат осреднени за измерване на изместването на полето на лещи във всеки регион. Това от своя страна може да се използва за реконструкция на разпределението на масата: по-специално може да се реконструира фоновото разделяне на тъмната материя. Тъй като галактиките по своята същност са елиптични и слабият сигнал на гравитационната леща е малък, в тези изследвания трябва да се използват много голям брой галактики. Данните за слабите обективи трябва внимателно да избягват редица важни източници на пристрастия: вътрешна форма, тенденция на функцията за разпръскване на точката на камерата към изкривяване и способността на атмосферното зрение да променя изображенията.
Резултатите от тяхпроучванията са важни за оценка на гравитационните лещи в космоса, за да се разбере и подобри моделът Lambda-CDM и да се осигури проверка на последователността на други наблюдения. Те могат също така да осигурят важно бъдещо ограничение за тъмната енергия.
3. Microlensing.
Когато във формата не се вижда изкривяване, но количеството светлина, получено от фоновия обект, се променя с течение на времето. Обектът на лещи могат да бъдат звезди в Млечния път, а източникът на фона са топки в далечна галактика или, в друг случай, още по-отдалечен квазар. Ефектът е малък, така че дори галактика с маса, по-голяма от 100 милиарда пъти по-голяма от тази на Слънцето, ще създаде множество изображения, разделени само от няколко дъгови секунди. Галактическите клъстери могат да произвеждат разделяния от минути. И в двата случая източниците са доста далече, много стотици мегапарсека от нашата вселена.
Закъснения
Гравитационните лещи действат еднакво върху всички видове електромагнитно излъчване, не само върху видимата светлина. Слабите ефекти се изследват както за космическия микровълнов фон, така и за галактическите изследвания. Силни лещи се наблюдават и при радио и рентгенови режими. Ако такъв обект произвежда множество изображения, ще има относително забавяне във времето между двата пътя. Тоест на единия обектив описанието ще се наблюдава по-рано, отколкото на другия.
Три вида обекти
1. Звезди, останки, кафяви джуджета ипланети.
Когато обект в Млечния път премине между Земята и далечна звезда, той ще фокусира и засили 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 зад вселената се огъва и фокусира, за да създава изображения.
3. Галактични купове.
Един масивен обект може да създаде изображения на отдалечен обект, лежащ зад него, обикновено под формата на опънати дъги - сектор от пръстена на Айнщайн. Клъстерните гравитационни лещи позволяват да се наблюдават осветителни тела, които са твърде далеч или твърде слаби, за да се видят. И тъй като гледането на дълги разстояния означава поглед в миналото, човечеството има достъп до информация за ранната вселена.
Слънчева гравитационна леща
Алберт Айнщайн предсказва през 1936 г., че лъчите на светлината в същата посока като ръбовете на главната звезда ще се сближат до фокус на около 542 AU. Така че сонда, която е далеч (или повече) от Слънцето, може да я използва като гравитационна леща за увеличаване на далечни обекти от противоположната страна. Местоположението на сондата може да бъде изместено според нуждите, за да изберете различни цели.
Drake Probe
Това разстояние е далеч отвъд напредъка и възможностите на оборудването за космически сонди като Вояджър 1 и отвъд познатите планети, въпреки че от хилядолетияСедна ще се движи по-нататък в своята силно елиптична орбита. Високото усилване за потенциално откриване на сигнали през този обектив, като микровълни на 21 см водородна линия, накара Франк Дрейк да спекулира в първите дни на SETI, че сонда може да бъде изпратена толкова далеч. Многофункционалният SETISAIL и по-късно FOCAL бяха предложени от ESA през 1993 г.
Но както се очакваше, това е трудна задача. Ако сондата премине 542 AU, възможностите за увеличение на обектива ще продължат да работят на по-големи разстояния, тъй като лъчите, които влизат в фокус на по-големи разстояния, се движат по-далеч от изкривяването на слънчевата корона. Критика на тази концепция беше дадена от Ландис, който обсъди въпроси като смущения, голямо увеличение на целта, което би затруднило проектирането на фокалната равнина на мисията и анализ на собствената сферична аберация на обектива..
