'n Gravitasielens is 'n verspreiding van materie (byvoorbeeld 'n groep sterrestelsels) tussen 'n verafgeleë ligbron, wat in staat is om die uitstraling van die satelliet te buig, na die kyker toe te beweeg, en die waarnemer. Hierdie effek staan bekend as gravitasielensing, en die hoeveelheid buiging is een van Albert Einstein se voorspellings in algemene relatiwiteit. Klassieke fisika praat ook van die buiging van lig, maar dit is net die helfte van waaroor algemene relatiwiteit praat.
Skepper
Alhoewel Einstein in 1912 ongepubliseerde berekeninge oor hierdie onderwerp gemaak het, word Orest Chwolson (1924) en František Link (1936) oor die algemeen beskou as die eerstes wat die effek van die gravitasielens verwoord het. Hy word egter steeds meer algemeen geassosieer met Einstein, wat 'n referaat in 1936 gepubliseer het.
Bevestiging van die teorie
Fritz Zwicky het in 1937 voorgestel dat hierdie effek sterrestelselswerms kan toelaat om as 'n gravitasielens op te tree. Eers in 1979 is hierdie verskynsel bevestig deur die waarneming van die kwasar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Beskrywing
Anders as 'n optiese lens, produseer 'n gravitasielens die maksimum afbuiging van lig wat die naaste aan sy middelpunt beweeg. En die minimum van die een wat verder strek. Daarom het 'n gravitasielens nie 'n enkele fokuspunt nie, maar wel 'n lyn. Hierdie term in die konteks van ligafbuiging is die eerste keer deur O. J. Lodge. Hy het opgemerk dat "dit onaanvaarbaar is om te sê dat die gravitasielens van die son op hierdie manier optree, aangesien die ster nie 'n brandpuntsafstand het nie."
As die bron, die massiewe voorwerp en die waarnemer in 'n reguit lyn lê, sal die bronlig as 'n ring om materie verskyn. As daar enige afwyking is, kan slegs die segment in plaas daarvan gesien word. Hierdie gravitasielens is die eerste keer in 1924 in St. Petersburg deur die fisikus Orest Khvolson genoem en in 1936 kwantitatief deur Albert Einstein uitgewerk. In die literatuur word daar gewoonlik na Albert-ringe verwys, aangesien eersgenoemde nie gemoeid was met vloei of beeldradius nie.
Meestal, wanneer die lensmassa kompleks is (soos 'n groep sterrestelsels of 'n cluster) en nie 'n sferiese vervorming van ruimte-tyd veroorsaak nie, sal die bron soosgedeeltelike boë rondom die lens versprei. Die waarnemer kan dan veelvuldige beelde van dieselfde voorwerp sien. Hulle getal en vorm hang af van die relatiewe posisie, sowel as van die simulasie van gravitasielense.
Drie klasse
1. Sterk lensing.
Waar daar maklik sigbare vervormings is, soos die vorming van Einstein-ringe, boë en veelvuldige beelde.
2. Swak lensing.
Waar die verandering in agtergrondbronne baie kleiner is en slegs opgespoor kan word deur statistiese ontleding van 'n groot aantal voorwerpe om slegs 'n paar persent koherente data te vind. Die lens wys statisties hoe die voorkeurstrek van die agtergrondmateriaal loodreg op die rigting na die middel is. Deur die vorm en oriëntasie van 'n groot aantal verafgeleë sterrestelsels te meet, kan hul liggings gemiddeld word om lensveldverskuiwing in enige streek te meet. Dit kan op sy beurt gebruik word om die massaverspreiding te rekonstrueer: veral die agtergrondskeiding van donker materie kan gerekonstrueer word. Aangesien sterrestelsels inherent ellipties is en die swak gravitasielenssein klein is, moet baie groot getalle sterrestelsels in hierdie studies gebruik word. Swak lensdata moet 'n aantal belangrike bronne van vooroordeel versigtig vermy: interne vorm, die neiging van die kamera se puntverspreidingsfunksie om te vervorm, en die vermoë van atmosferiese visie om beelde te verander.
Die resultate hiervanstudies is belangrik vir die evaluering van gravitasielense in die ruimte om die Lambda-CDM-model beter te verstaan en te verbeter en om 'n konsekwentheidskontrole op ander waarnemings te verskaf. Hulle kan ook 'n belangrike toekomstige beperking op donker energie verskaf.
3. Mikrolensing.
Waar geen vervorming in die vorm sigbaar is nie, maar die hoeveelheid lig wat van die agtergrondvoorwerp ontvang word, verander met verloop van tyd. Die voorwerp van lensing kan sterre in die Melkweg wees, en die bron van die agtergrond is balle in 'n verre sterrestelsel of, in 'n ander geval, 'n selfs verder afgeleë kwasar. Die effek is klein, sodat selfs 'n sterrestelsel met 'n massa groter as 100 miljard keer dié van die Son veelvuldige beelde sal produseer wat deur slegs 'n paar boogsekondes geskei word. Galaktiese trosse kan skeidings van minute produseer. In albei gevalle is die bronne redelik ver weg, baie honderde megaparsecs van ons heelal.
Tydvertragings
Gravity-lense werk ewe veel op alle soorte elektromagnetiese straling, nie net sigbare lig nie. Swak effekte word bestudeer vir beide die kosmiese mikrogolfagtergrond en vir galaktiese studies. Sterk lense is ook in radio- en X-straalmodusse waargeneem. As so 'n voorwerp veelvuldige beelde produseer, sal daar 'n relatiewe tydsvertraging tussen die twee paaie wees. Dit wil sê, op een lens sal die beskrywing vroeër waargeneem word as op die ander.
Drie soorte voorwerpe
1. Sterre, oorblyfsels, bruin dwerge enplanete.
Wanneer 'n voorwerp in die Melkweg tussen die Aarde en 'n verre ster beweeg, sal dit die agtergrondlig fokus en versterk. Verskeie gebeurtenisse van hierdie tipe is waargeneem in die Groot Magellaanse Wolk, 'n klein heelal naby die Melkweg.
2. Sterrestelsels.
Massiewe planete kan ook as gravitasielense optree. Lig van 'n bron agter die heelal word gebuig en gefokus om beelde te skep.
3. Sterrestelselgroepe.
'n Massiewe voorwerp kan beelde skep van 'n verafgeleë voorwerp wat daaragter lê, gewoonlik in die vorm van gestrekte boë - 'n sektor van die Einstein-ring. Cluster gravitasie-lense maak dit moontlik om ligte waar te neem wat te ver weg of te flou is om gesien te word. En aangesien om na lang afstande te kyk beteken om na die verlede te kyk, het die mensdom toegang tot inligting oor die vroeë heelal.
Son-swaartekraglens
Albert Einstein het in 1936 voorspel dat ligstrale in dieselfde rigting as die rande van die hoofster sou konvergeer na 'n fokus by ongeveer 542 AE. Dus kan 'n sonde ver (of meer) van die Son af dit as 'n gravitasielens gebruik om verafgeleë voorwerpe aan die teenoorgestelde kant te vergroot. Die ligging van die sonde kan soos nodig verskuif word om verskillende teikens te kies.
Drake Probe
Hierdie afstand is ver verby die vooruitgang en vermoë van ruimtesondetoerusting soos Voyager 1, en verder as bekende planete, alhoewel vir millenniaSedna sal verder beweeg in sy hoogs elliptiese wentelbaan. Die hoë wins vir die moontlike opsporing van seine deur hierdie lens, soos mikrogolwe op 'n 21 cm-waterstoflyn, het Frank Drake in die vroeë dae van SETI laat spekuleer dat 'n sonde so ver gestuur kan word. Die veeldoelige SETISAIL en later FOCAL is in 1993 deur ESA voorgestel.
Maar soos verwag is dit 'n moeilike taak. As die sonde 542 AE verbysteek, sal die objektief se vergrotingsvermoë voortgaan om op langer afstande te werk, aangesien strale wat op groter afstande in fokus kom verder weg van die sonkorona-vervorming beweeg. 'n Kritiek op hierdie konsep is gelewer deur Landis, wat kwessies soos interferensie, hoë teikenvergroting bespreek het wat dit moeilik sou maak om die sending se fokusvlak te ontwerp, en ontleding van die lens se eie sferiese aberrasie.
