Gravitaatiolinssi on aineen jakauma (esimerkiksi galaksijoukko) etäällä olevan valonlähteen välillä, joka pystyy taivuttamaan satelliitista tulevan säteilyn, joka kulkee kohti katsojaa, ja tarkkailijan välillä. Tämä vaikutus tunnetaan gravitaatiolinssinä, ja taivutuksen määrä on yksi Albert Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian ennusteista. Klassinen fysiikka puhuu myös valon taipumisesta, mutta se on vain puolet siitä, mistä yleinen suhteellisuusteoria puhuu.
Luoja
Vaikka Einstein teki julkaisemattomia laskelmia tästä aiheesta vuonna 1912, Orest Chwolsonin (1924) ja František Linkin (1936) katsotaan yleensä olevan ensimmäisiä, jotka ilmaisivat painovoimalinssin vaikutuksen. Hänet yhdistetään kuitenkin yhä yleisemmin Einsteiniin, joka julkaisi artikkelin vuonna 1936.
Teorian vahvistus
Fritz Zwicky ehdotti vuonna 1937, että tämä vaikutus voisi antaa galaksijoukoille mahdollisuuden toimia painovoimalinssinä. Vasta vuonna 1979 tämä ilmiö vahvistettiin kvasaari Twin QSO SBS 0957 + 561 havainnot.
Kuvaus
Toisin kuin optinen linssi, gravitaatiolinssi tuottaa suurimman valon taipuman, joka kulkee lähimpänä sen keskustaa. Ja sen minimi, joka ulottuu pidemmälle. Siksi painovoimalinssillä ei ole yhtä polttopistettä, mutta siinä on viiva. Tätä termiä valon taipuman yhteydessä käytti ensimmäisenä O. J. Lodge. Hän huomautti, että "ei ole hyväksyttävää väittää, että auringon painovoimalinssi toimii tällä tavalla, koska tähdellä ei ole polttoväliä."
Jos lähde, massiivinen esine ja havainnoija ovat suorassa linjassa, lähdevalo näkyy renkaana aineen ympärillä. Jos poikkeamaa on, vain segmentti näkyy sen sijaan. Fyysikko Orest Khvolson mainitsi tämän gravitaatiolinssin ensimmäisen kerran vuonna 1924 Pietarissa ja Albert Einstein kehitti sen kvantitatiivisesti vuonna 1936. Yleisesti kutsutaan kirjallisuudessa Albert-renkaiksi, koska edellinen ei koskenut virtausta tai kuvan sädettä.
Useimmiten, kun linssin massa on monimutkainen (kuten galaksiryhmä tai klusteri) eikä aiheuta pallomaista tila-aikavääristymää, lähde muistuttaaosittaisia kaaria hajallaan linssin ympärillä. Tarkkailija voi sitten nähdä useita erikokoisia kuvia samasta kohteesta. Niiden lukumäärä ja muoto riippuvat suhteellisesta sijainnista sekä gravitaatiolinssien simulaatiosta.
Kolme luokkaa
1. Vahva linssi.
Missä on helposti näkyviä vääristymiä, kuten Einstein-renkaiden muodostumista, kaaria ja useita kuvia.
2. Heikko linssi.
Jos taustalähteiden muutos on paljon pienempi ja se voidaan havaita vain tilastollisella analyysillä suuresta määrästä kohteita, jotta saadaan vain muutaman prosentin yhtenäinen data. Linssi näyttää tilastollisesti, kuinka taustamateriaalien haluttu venytys on kohtisuorassa keskustaan päin. Mittaamalla useiden kaukaisten galaksien muotoa ja suuntaa niiden sijainnit voidaan laskea keskiarvolla linssin kentän siirtymän mittaamiseksi millä tahansa alueella. Tätä puolestaan voidaan käyttää massajakauman rekonstruoimiseen: erityisesti pimeän aineen taustaerottelu voidaan rekonstruoida. Koska galaksit ovat luonnostaan elliptisiä ja heikko gravitaatiolinssisignaali on pieni, näissä tutkimuksissa on käytettävä erittäin suuria määriä galakseja. Heikkojen linssien tiedoissa on vältettävä huolellisesti useita tärkeitä vinoutumisen lähteitä: sisäinen muoto, kameran pisteen leviämisfunktion taipumus vääristyä ja ilmakehän näön kyky muuttaa kuvia.
Näiden tuloksettutkimukset ovat tärkeitä gravitaatiolinssien arvioinnissa avaruudessa Lambda-CDM-mallin ymmärtämiseksi ja parantamiseksi sekä muiden havaintojen johdonmukaisuuden tarkistamiseksi. Ne voivat myös muodostaa tärkeän rajoitteen pimeälle energialle tulevaisuudessa.
3. Mikrolinssi.
Missä muodossa ei ole näkyvissä vääristymiä, mutta taustaobjektista tulevan valon määrä muuttuu ajan myötä. Linssin kohteena voivat olla Linnunradan tähdet, ja taustan lähteenä ovat pallot kaukaisessa galaksissa tai toisessa tapauksessa vielä kauempana oleva kvasaari. Vaikutus on pieni, joten jopa galaksi, jonka massa on yli 100 miljardia kertaa Auringon massa, tuottaisi useita kuvia vain muutaman kaarisekuntien välillä. Galaktiset klusterit voivat tuottaa minuuttien eroja. Molemmissa tapauksissa lähteet ovat melko kaukana, satojen megaparsekkien päässä universumistamme.
Aikaviiveet
Gravitaatiolinssit vaikuttavat tasaisesti kaikentyyppiseen sähkömagneettiseen säteilyyn, eivät vain näkyvään valoon. Heikkoja vaikutuksia tutkitaan sekä kosmisen mikroa altotaustan että galaktisten tutkimusten os alta. Vahvoja linssejä havaittiin myös radio- ja röntgentiloissa. Jos tällainen objekti tuottaa useita kuvia, näiden kahden polun välillä on suhteellinen aikaviive. Eli yhdellä linssillä kuvaus havaitaan aikaisemmin kuin toisessa.
Kolmetyyppisiä esineitä
1. Tähdet, jäänteet, ruskeat kääpiöt japlaneetat.
Kun Linnunradalla oleva esine kulkee Maan ja kaukaisen tähden välissä, se tarkentaa ja tehostaa taustavaloa. Useita tämän tyyppisiä tapahtumia on havaittu Suuressa Magellanin pilvessä, pienessä universumissa lähellä Linnunrataa.
2. Galaksit.
Massiiviset planeetat voivat toimia myös gravitaatiolinsseinä. Universumin takana olevasta lähteestä tuleva valo taivutetaan ja kohdistetaan kuvien luomiseksi.
3. Galaksiklusterit.
Massiivinen esine voi luoda kuvia sen takana olevasta kaukaisesta kohteesta, yleensä venytettyinä kaareina - Einstein-renkaan sektorina. Klusterigravitaatiolinssit mahdollistavat valojen havainnoinnin, jotka ovat liian kaukana tai liian himmeitä nähdäkseen. Ja koska katsominen pitkiin etäisyyksiin tarkoittaa katsomista menneisyyteen, ihmiskunnalla on pääsy tietoon varhaisesta universumista.
Auringon painovoimalinssi
Albert Einstein ennusti vuonna 1936, että päätähden reunojen kanssa samaan suuntaan olevat valonsäteet konvergoisivat noin 542 AU:n fokukseen. Joten luotain, joka on kaukana (tai kauempana) Auringosta, voi käyttää sitä gravitaatiolinssinä suurentaakseen kaukaisia kohteita vastakkaisella puolella. Anturin sijaintia voidaan siirtää tarpeen mukaan eri kohteiden valitsemiseksi.
Drake Probe
Tämä etäisyys on kaukana Voyager 1:n k altaisten avaruusluotainten edistymisestä ja kyvystä sekä tunnettujen planeettojen ulkopuolella, vaikka vuosituhansiaSedna liikkuu pidemmälle erittäin elliptisellä kiertoradalla. Suuri vahvistus signaalien, kuten 21 cm:n vetylinjan mikroa altojen, mahdollista havaitsemisessa sai Frank Draken SETI:n alkuaikoina spekuloimaan, että luotain voitaisiin lähettää niin pitkälle. ESA ehdotti monikäyttöistä SETISAILia ja myöhemmin FOCALia vuonna 1993.
Mutta kuten odotettiin, tämä on vaikea tehtävä. Jos anturi ylittää 542 AU:ta, objektiivin suurennusominaisuudet toimivat edelleen pitemmillä etäisyyksillä, kun suuremmilla etäisyyksillä fokusoituvat säteet kulkevat kauemmas auringon koronavääristymästä. Tätä käsitettä kritisoi Landis, joka käsitteli sellaisia kysymyksiä kuin häiriöt, korkea kohteen suurennus, joka vaikeuttaisi tehtävän polttotason suunnittelua, ja objektiivin oman pallopoikkeaman analysointi.
