Гравитациялық линза - жерсеріктен түсетін сәулені иіп, көруші мен бақылаушыға қарай өтетін алыстағы жарық көзі арасындағы материяның таралуы (мысалы, галактикалар шоғыры). Бұл әсер гравитациялық линзалау ретінде белгілі және иілу мөлшері Альберт Эйнштейннің жалпы салыстырмалылықтағы болжамдарының бірі болып табылады. Классикалық физика жарықтың иілуі туралы да айтады, бірақ бұл жалпы салыстырмалылық туралы айтатын нәрсенің жартысы ғана.
Жасаушы
Эйнштейн 1912 жылы бұл тақырып бойынша жарияланбаған есептеулер жасағанымен, Орест Чволсон (1924) және Франтишек Линк (1936) гравитациялық линзаның әсерін бірінші рет тұжырымдағандар болып саналады. Дегенмен, ол әлі де жиі 1936 жылы мақала жариялаған Эйнштейнмен байланысты.
Теорияны растау
Фриц Цвики 1937 жылы бұл әсер галактика кластерлеріне гравитациялық линза ретінде әрекет етуге мүмкіндік береді деп ұсынды. Тек 1979 жылы бұл құбылыс Twin QSO SBS 0957 + 561 квазарының бақылауымен расталды.
Сипаттамасы
Оптикалық линзадан айырмашылығы, гравитациялық линза оның ортасына жақын өтетін жарықтың максималды ауытқуын жасайды. Және одан әрі ұзартылатын минимум. Демек, гравитациялық линзаның жалғыз фокусы жоқ, бірақ сызығы бар. Жарықтың ауытқуы контекстіндегі бұл терминді алғаш рет О. Дж. Қонақ үй. Ол «күннің гравитациялық линзасы осылай әрекет етеді деп айтуға болмайды, өйткені жұлдыздың фокустық қашықтығы жоқ» деп атап өтті.
Егер көз, массивтік нысан және бақылаушы түзу сызықта жатса, бастапқы жарық заттың айналасында сақина түрінде пайда болады. Кез келген ығысу болса, оның орнына сегментті ғана көруге болады. Бұл гравитациялық линза туралы алғаш рет 1924 жылы Санкт-Петербургте физик Орест Хволсон айтқан және 1936 жылы Альберт Эйнштейн сандық тұрғыдан өңдеген. Әдебиеттерде әдетте Альберт сақиналары деп аталады, өйткені біріншісі ағынға немесе кескін радиусына қатысты емес.
Көбінесе линза массасы күрделі болғанда (мысалы, галактикалар тобы немесе кластер) және кеңістік-уақыттың сфералық бұрмалануын тудырмаса, көз көзге ұқсайды.линзаның айналасында шашыраңқы жартылай доғалар. Содан кейін бақылаушы бір нысанның бірнеше өлшемі өзгертілген кескіндерді көре алады. Олардың саны мен пішіні салыстырмалы орынға, сондай-ақ гравитациялық линзаларды модельдеуге байланысты.
Үш сабақ
1. Күшті линза.
Эйнштейн сақиналарының, доғалардың және бірнеше кескіндердің қалыптасуы сияқты оңай көрінетін бұрмаланулар бар жерлерде.
2. Әлсіз линза.
Бұл жерде фондық көздердегі өзгеріс әлдеқайда аз және тек бірнеше пайыздық когерентті деректерді табу үшін нысандардың үлкен санын статистикалық талдау арқылы ғана анықтауға болады. Объектив фон материалдарының қалаған созылуы орталыққа қарай бағытта қалай перпендикуляр болатынын статистикалық түрде көрсетеді. Көптеген алыс галактикалардың пішіні мен бағдарын өлшеу арқылы кез келген аймақтағы линза өрісінің ығысуын өлшеу үшін олардың орналасуын орташалауға болады. Бұл, өз кезегінде, массаның таралуын қайта құру үшін пайдаланылуы мүмкін: атап айтқанда, қараңғы материяның фондық бөлінуін қайта құруға болады. Галактикалар эллиптикалық және әлсіз гравитациялық линза сигналы аз болғандықтан, бұл зерттеулерде галактикалардың өте көп санын пайдалану қажет. Әлсіз линза деректері ауытқудың бірқатар маңызды көздерін мұқият болдырмауы керек: ішкі пішін, камераның нүктелік таралу функциясының бұрмалану үрдісі және атмосфералық көрудің кескіндерді өзгерту мүмкіндігі.
Осының нәтижелерізерттеулер Lambda-CDM моделін жақсырақ түсіну және жақсарту және басқа бақылаулар бойынша дәйектілікті тексеру үшін кеңістіктегі гравитациялық линзаларды бағалау үшін маңызды. Олар сондай-ақ қараңғы энергияға болашақта маңызды шектеуді қамтамасыз етуі мүмкін.
3. Микролинза.
Пішінде ешқандай бұрмалану көрінбейтін, бірақ фондық нысаннан алынған жарық мөлшері уақыт өте өзгеретін жерде. Линзаның объектісі Құс жолындағы жұлдыздар болуы мүмкін, ал фонның көзі - алыс галактикадағы шарлар немесе басқа жағдайда одан да алыс квазар. Бұл әсер шамалы, сондықтан массасы Күннен 100 миллиард есе асатын галактиканың өзі бір-екі доға секундына бөлінген бірнеше кескінді жасайды. Галактикалық кластерлер минуттардың бөлінуін жасай алады. Екі жағдайда да көздер өте алыс, біздің ғаламнан жүздеген мегапарсек.
Уақыт кідірісі
Гравитациялық линзалар тек көрінетін жарыққа ғана емес, электромагниттік сәулеленудің барлық түрлеріне бірдей әсер етеді. Әлсіз әсерлер ғарыштық микротолқынды фон үшін де, галактикалық зерттеулер үшін де зерттеледі. Күшті линзалар радио және рентгендік режимдерде де байқалды. Егер мұндай нысан бірнеше кескінді шығарса, екі жол арасында салыстырмалы уақыт кідірісі болады. Яғни, бір объективте сипаттама екіншісіне қарағанда ертерек байқалады.
Нысандардың үш түрі
1. Жұлдыздар, қалдықтар, қоңыр гномдар жәнепланеталар.
Құс жолындағы нысан Жер мен алыстағы жұлдыздың арасынан өткенде, фокусталады және фондық жарықты күшейтеді. Осындай түрдегі бірнеше оқиға Құс жолының жанындағы шағын ғаламда Үлкен Магеллан бұлтында байқалды.
2. Галактикалар.
Массалы планеталар гравитациялық линзалар ретінде де әрекет ете алады. Ғаламның артындағы көзден түсетін жарық кескіндерді жасау үшін иіліп, бағытталған.
3. Галактика кластерлері.
Жалпы нысан оның артында жатқан қашықтағы объектінің кескіндерін жасай алады, әдетте созылған доғалар түрінде - Эйнштейн сақинасының секторы. Кластерлік гравитациялық линзалар тым алыс немесе көрінбейтін тым әлсіз шамдарды байқауға мүмкіндік береді. Ал ұзақ қашықтыққа қарау өткенге үңілуді білдіретіндіктен, адамзат ертедегі ғалам туралы ақпаратқа қол жеткізе алады.
Күн гравитациялық линза
Альберт Эйнштейн 1936 жылы негізгі жұлдыздың шеттерімен бірдей бағыттағы жарық сәулелері шамамен 542 AU фокусына жиналады деп болжаған. Сонымен, Күннен алыс (немесе одан да көп) зонд оны қарама-қарсы жақтағы алыстағы заттарды үлкейту үшін гравитациялық линза ретінде пайдалана алады. Әртүрлі нысандарды таңдау үшін зондтың орнын қажетінше ауыстыруға болады.
Дрейк зонды
Бұл қашықтық Voyager 1 сияқты ғарыштық зонд жабдығының жетілдірілуі мен мүмкіндіктерінен және мыңдаған жылдар бойы белгілі планеталардан әлдеқайда жоғары. Седна өзінің жоғары эллиптикалық орбитасында әрі қарай жылжиды. 21 см сутегі желісіндегі микротолқындар сияқты осы объектив арқылы сигналдарды анықтауға арналған жоғары пайда Фрэнк Дрейкті SETI-нің алғашқы күндерінде зондты осы уақытқа дейін жіберуге болатынын болжауға әкелді. Көп мақсатты SETISAIL және кейінірек FOCAL 1993 жылы ESA ұсынған.
Бірақ күткендей, бұл қиын тапсырма. Егер зонд 542 AU-дан өтсе, объектінің үлкейту мүмкіндіктері ұзақ қашықтықта жұмыс істей береді, өйткені үлкен қашықтықта фокусқа түсетін сәулелер күн тәжінің бұрмалануынан алысырақ өтеді. Бұл концепцияны сынаған Ландис кедергі, миссияның фокустық жазықтығын жобалауды қиындататын жоғары мақсатты үлкейту және объективтің өзіндік сфералық аберрациясын талдау сияқты мәселелерді талқылады.
