En gravitationslins är en fördelning av materia (till exempel ett kluster av galaxer) mellan en avlägsen ljuskälla, som kan böja strålningen från satelliten, passera mot betraktaren och betraktaren. Denna effekt är känd som gravitationslinsning, och mängden böjning är en av Albert Einsteins förutsägelser i allmän relativitetsteori. Klassisk fysik talar också om ljusets böjning, men det är bara hälften av vad allmän relativitetsteori talar om.
Creator
Även om Einstein gjorde opublicerade beräkningar i detta ämne 1912, anses Orest Chwolson (1924) och František Link (1936) i allmänhet vara de första som uttryckte effekten av gravitationslinsen. Men han är fortfarande mer förknippad med Einstein, som publicerade en tidning 1936.
Bekräftelse av teorin
Fritz Zwicky föreslog 1937 att denna effekt kunde tillåta galaxhopar att fungera som en gravitationslins. Först 1979 bekräftades detta fenomen av observationen av kvasaren Twin QSO SBS 0957 + 561.
Description
Till skillnad från en optisk lins, producerar en gravitationslins den maximala avböjningen av ljus som passerar närmast dess centrum. Och minimum av den som sträcker sig längre. Därför har en gravitationslins inte en enda brännpunkt, men har en linje. Denna term i samband med ljusavböjning användes först av O. J. Stuga. Han noterade att "det är oacceptabelt att säga att solens gravitationslins verkar på detta sätt, eftersom stjärnan inte har en brännvidd."
Om källan, det massiva föremålet och betraktaren ligger i en rät linje, kommer källljuset att visas som en ring runt materia. Om det finns någon offset kan bara segmentet ses istället. Denna gravitationslins nämndes första gången 1924 i St. Petersburg av fysikern Orest Khvolson och utarbetades kvantitativt av Albert Einstein 1936. I litteraturen kallas i allmänhet Albert ringar, eftersom den förra inte handlade om flöde eller bildradie.
Oftast, när linsmassan är komplex (som en grupp av galaxer eller ett kluster) och inte orsakar en sfärisk distorsion av rum-tid, kommer källan att liknapartiella bågar utspridda runt linsen. Observatören kan sedan se flera ändrade storlekar av bilder av samma objekt. Deras antal och form beror på den relativa positionen, såväl som på simuleringen av gravitationslinser.
Tre klasser
1. Stark lins.
Där det finns lätt synliga förvrängningar, såsom bildandet av Einstein-ringar, bågar och flera bilder.
2. Svag lins.
Där förändringen i bakgrundskällor är mycket mindre och endast kan detekteras genom statistisk analys av ett stort antal objekt för att hitta endast några få procent sammanhängande data. Linsen visar statistiskt hur den föredragna sträckningen av bakgrundsmaterialen är vinkelrät mot riktningen mot mitten. Genom att mäta formen och orienteringen av ett stort antal avlägsna galaxer kan deras lägen beräknas i medeltal för att mäta linsfältsförskjutning i vilken region som helst. Detta kan i sin tur användas för att rekonstruera massfördelningen: i synnerhet kan bakgrundsseparationen av mörk materia rekonstrueras. Eftersom galaxer till sin natur är elliptiska och den svaga gravitationslinssignalen är liten, måste mycket stora antal galaxer användas i dessa studier. Svaga linsdata måste noggrant undvika ett antal viktiga källor till förspänning: intern form, tendensen hos kamerans punktspridningsfunktion att förvränga och atmosfäriskt seendes förmåga att ändra bilder.
Resultaten av dessastudier är viktiga för att utvärdera gravitationslinser i rymden för att bättre förstå och förbättra Lambda-CDM-modellen och för att ge en konsekvenskontroll av andra observationer. De kan också ge en viktig framtida begränsning för mörk energi.
3. Mikrolinsning.
Där ingen distorsion är synlig i formen, men mängden ljus som tas emot från bakgrundsobjektet ändras över tiden. Objektet för linsering kan vara stjärnor i Vintergatan, och källan till bakgrunden är bollar i en avlägsen galax eller, i ett annat fall, en ännu mer avlägsen kvasar. Effekten är liten, så att även en galax med en massa som är större än 100 miljarder gånger solens massa skulle producera flera bilder åtskilda med bara ett par bågsekunder. Galaktiska kluster kan producera separata minuter. I båda fallen är källorna ganska långt borta, många hundra megaparsecs från vårt universum.
Tidsförseningar
Gravity-linser verkar lika på alla typer av elektromagnetisk strålning, inte bara på synligt ljus. Svaga effekter studeras både för den kosmiska mikrovågsbakgrunden och för galaktiska studier. Starka linser observerades också i radio- och röntgenlägen. Om ett sådant objekt producerar flera bilder kommer det att finnas en relativ tidsfördröjning mellan de två vägarna. Det vill säga, på en lins kommer beskrivningen att observeras tidigare än på den andra.
Tre typer av objekt
1. Stjärnor, lämningar, bruna dvärgar ochplaneter.
När ett objekt i Vintergatan passerar mellan jorden och en avlägsen stjärna, kommer det att fokusera och intensifiera bakgrundsljuset. Flera händelser av denna typ har observerats i det stora magellanska molnet, ett litet universum nära Vintergatan.
2. Galaxer.
Massiva planeter kan också fungera som gravitationslinser. Ljus från en källa bakom universum böjs och fokuseras för att skapa bilder.
3. Galaxkluster.
Ett massivt föremål kan skapa bilder av ett avlägset föremål som ligger bakom det, vanligtvis i form av sträckta bågar - en sektor av Einstein-ringen. Clustergravitationslinser gör det möjligt att observera armaturer som är för långt borta eller för svaga för att ses. Och eftersom att titta på långa avstånd innebär att se in i det förflutna, har mänskligheten tillgång till information om det tidiga universum.
Solar gravity lins
Albert Einstein förutspådde 1936 att ljusstrålar i samma riktning som huvudstjärnans kanter skulle konvergera till ett fokus på cirka 542 AU. Så en sond som är långt (eller mer) från solen kan använda den som en gravitationslins för att förstora avlägsna objekt på den motsatta sidan. Sondens placering kan ändras efter behov för att välja olika mål.
Drake Probe
Det här avståndet är långt bortom utvecklingen och kapaciteten hos rymdsondutrustning som Voyager 1 och bortom kända planeter, även om det har gått årtusendenSedna kommer att röra sig längre i sin mycket elliptiska bana. Den höga förstärkningen för att potentiellt upptäcka signaler genom denna lins, såsom mikrovågor på en 21 cm väteledning, fick Frank Drake att spekulera i början av SETI att en sond kunde skickas så långt. Multipurpose SETISAIL och senare FOCAL föreslogs av ESA 1993.
Men som förväntat är det här en svår uppgift. Om sonden passerar 542 AU kommer objektivets förstoringsförmåga att fortsätta att fungera på längre avstånd, eftersom strålar som kommer i fokus på större avstånd färdas längre bort från solkoronadistorsionen. En kritik av detta koncept gavs av Landis, som diskuterade frågor som störningar, hög målförstoring som skulle göra det svårt att designa uppdragets fokalplan och analys av linsens egen sfäriska aberration.
