En gravitasjonslinse er en fordeling av materie (for eksempel en klynge av galakser) mellom en fjern lyskilde, som er i stand til å bøye utstrålingen fra satellitten, passere mot betrakteren og observatøren. Denne effekten er kjent som gravitasjonslinser, og mengden bøying er en av Albert Einsteins spådommer i generell relativitet. Klassisk fysikk snakker også om bøyning av lys, men det er bare halvparten av det generell relativitetsteori snakker om.
Creator
Selv om Einstein gjorde upubliserte beregninger om dette emnet i 1912, anses Orest Chwolson (1924) og František Link (1936) generelt for å være de første som artikulerte effekten av gravitasjonslinsen. Imidlertid er han fortsatt oftere assosiert med Einstein, som publiserte en artikkel i 1936.
Bekreftelse av teorien
Fritz Zwicky foreslo i 1937 at denne effekten kunne tillate galaksehoper å fungere som en gravitasjonslinse. Først i 1979 ble dette fenomenet bekreftet av observasjonen av kvasaren Twin QSO SBS 0957 + 561.
Description
I motsetning til en optisk linse, produserer en gravitasjonslinse maksimal avbøyning av lys som passerer nærmest midten. Og minimum av den som strekker seg lenger. Derfor har en gravitasjonslinse ikke et enkelt brennpunkt, men har en linje. Dette begrepet i sammenheng med lysavbøyning ble først brukt av O. J. Lodge. Han bemerket at "det er uakseptabelt å si at solens gravitasjonslinse virker på denne måten, siden stjernen ikke har brennvidde."
Hvis kilden, det massive objektet og observatøren ligger i en rett linje, vil kildelyset vises som en ring rundt materie. Hvis det er noen forskyvning, kan bare segmentet sees i stedet. Denne gravitasjonslinsen ble først nevnt i 1924 i St. Petersburg av fysikeren Orest Khvolson og kvantitativt utarbeidet av Albert Einstein i 1936. Generelt referert til i litteraturen som Albert-ringer, da førstnevnte ikke var opptatt av flyt eller bilderadius.
Oftest, når linsemassen er kompleks (som en gruppe galakser eller en klynge) og ikke forårsaker en sfærisk forvrengning av rom-tid, vil kilden lignedelvise buer spredt rundt linsen. Observatøren kan da se flere bilder av samme objekt i endret størrelse. Antallet og formen deres avhenger av den relative posisjonen, så vel som av simuleringen av gravitasjonslinser.
Tre klasser
1. Sterk linse.
Hvor det er lett synlige forvrengninger, som dannelsen av Einstein-ringer, buer og flere bilder.
2. Svak linse.
Hvor endringen i bakgrunnskilder er mye mindre og bare kan oppdages ved statistisk analyse av et stort antall objekter for å finne bare noen få prosent sammenhengende data. Linsen viser statistisk hvordan den foretrukne strekkingen av bakgrunnsmaterialene er vinkelrett på retningen mot sentrum. Ved å måle formen og orienteringen til et stort antall fjerne galakser, kan deres plassering beregnes i gjennomsnitt for å måle linsefeltforskyvning i alle områder. Dette kan igjen brukes til å rekonstruere massefordelingen: spesielt bakgrunnsseparasjonen av mørk materie kan rekonstrueres. Siden galakser i seg selv er elliptiske og det svake gravitasjonslinsesignalet er lite, må svært store antall galakser brukes i disse studiene. Svake linsedata må nøye unngå en rekke viktige kilder til skjevhet: indre form, tendensen til kameraets punktspredningsfunksjon til å forvrenge, og atmosfærisk syns evne til å endre bilder.
Resultatene av dissestudier er viktige for å evaluere gravitasjonslinser i rommet for bedre å forstå og forbedre Lambda-CDM-modellen og for å gi en konsistenssjekk av andre observasjoner. De kan også gi en viktig fremtidig begrensning for mørk energi.
3. Mikrolinsing.
Hvor ingen forvrengning er synlig i formen, men hvor mye lys som mottas fra bakgrunnsobjektet endres over tid. Objektet for objektivering kan være stjerner i Melkeveien, og kilden til bakgrunnen er kuler i en fjern galakse eller, i et annet tilfelle, en enda fjernere kvasar. Effekten er liten, slik at selv en galakse med en masse større enn 100 milliarder ganger Solens masse ville produsere flere bilder atskilt med bare et par buesekunder. Galaktiske klynger kan produsere separasjoner på minutter. I begge tilfeller er kildene ganske langt unna, mange hundre megaparsecs fra universet vårt.
Tidsforsinkelser
Gravity-linser virker likt på alle typer elektromagnetisk stråling, ikke bare synlig lys. Svake effekter studeres både for den kosmiske mikrobølgebakgrunnen og for galaktiske studier. Sterke linser ble også observert i radio- og røntgenmodus. Hvis et slikt objekt produserer flere bilder, vil det være en relativ tidsforsinkelse mellom de to banene. Det vil si at på den ene linsen vil beskrivelsen bli observert tidligere enn på den andre.
Tre typer objekter
1. Stjerner, rester, brune dverger ogplaneter.
Når et objekt i Melkeveien passerer mellom jorden og en fjern stjerne, vil det fokusere og intensivere bakgrunnslyset. Flere hendelser av denne typen har blitt observert i den store magellanske skyen, et lite univers nær Melkeveien.
2. Galakser.
Massive planeter kan også fungere som gravitasjonslinser. Lys fra en kilde bak universet bøyes og fokuseres for å lage bilder.
3. Galakseklynger.
Et massivt objekt kan lage bilder av et fjerntliggende objekt som ligger bak det, vanligvis i form av strakte buer - en sektor av Einstein-ringen. Cluster gravitasjonslinser gjør det mulig å observere armaturer som er for langt unna eller for svake til å bli sett. Og siden det å se på lange avstander betyr å se inn i fortiden, har menneskeheten tilgang til informasjon om det tidlige universet.
Solar gravity linse
Albert Einstein spådde i 1936 at lysstråler i samme retning som kantene på hovedstjernen ville konvergere til et fokus på omtrent 542 AU. Så en sonde som er langt (eller mer) fra solen kan bruke den som en gravitasjonslinse for å forstørre fjerne objekter på motsatt side. Plasseringen av sonden kan forskyves etter behov for å velge forskjellige mål.
Drake Probe
Denne avstanden er langt utenfor utviklingen og kapasiteten til romsondeutstyr som Voyager 1, og forbi kjente planeter, selv om det har vært i årtusenerSedna vil bevege seg lenger i sin svært elliptiske bane. Den høye gevinsten for potensielt å oppdage signaler gjennom denne linsen, for eksempel mikrobølger på en 21 cm hydrogenlinje, førte til at Frank Drake i begynnelsen av SETI spekulerte i at en sonde kunne sendes så langt. Multipurpose SETISAIL og senere FOCAL ble foreslått av ESA i 1993.
Men som forventet er dette en vanskelig oppgave. Hvis sonden passerer 542 AU, vil objektivets forstørrelsesevne fortsette å operere på lengre avstander, ettersom stråler som kommer i fokus på større avstander, beveger seg lenger bort fra solkorona-forvrengningen. En kritikk av dette konseptet ble gitt av Landis, som diskuterte spørsmål som interferens, høy målforstørrelse som ville gjøre det vanskelig å designe oppdragets fokalplan, og analyse av linsens egen sfæriske aberrasjon.
