გრავიტაციული ლინზა არის მატერიის განაწილება (მაგალითად, გალაქტიკათა გროვა) შორეულ სინათლის წყაროს შორის, რომელსაც შეუძლია თანამგზავრიდან გამოსხივების გაბრწყინება, მაყურებლისკენ და დამკვირვებლისკენ გადაადგილება. ეს ეფექტი ცნობილია, როგორც გრავიტაციული ლინზირება, და მოხრის რაოდენობა არის ალბერტ აინშტაინის ერთ-ერთი წინასწარმეტყველება ფარდობითობის ზოგად თეორიაში. კლასიკური ფიზიკა ასევე საუბრობს სინათლის მოხრაზე, მაგრამ ეს მხოლოდ ფარდობითობის ზოგადი თეორიის მხოლოდ ნახევარია.
შემქმნელი
მიუხედავად იმისა, რომ აინშტაინმა ამ თემაზე გამოუქვეყნებელი გამოთვლები გააკეთა 1912 წელს, ორესტ ჩვოლსონი (1924) და ფრანტიშეკ ლინკი (1936) ზოგადად მიჩნეულნი არიან პირველები, რომლებმაც გამოხატეს გრავიტაციული ლინზის ეფექტი. თუმცა, ის კვლავ უფრო ხშირად ასოცირდება აინშტაინთან, რომელმაც გამოაქვეყნა ნაშრომი 1936 წელს.
თეორიის დადასტურება
ფრიც ცვიკიმ 1937 წელს გამოთქვა ვარაუდი, რომ ამ ეფექტს შეეძლო გალაქტიკათა გროვას გრავიტაციული ლინზის როლის შესრულება. მხოლოდ 1979 წელს ეს ფენომენი დადასტურდა კვაზარის Twin QSO SBS 0957 + 561 დაკვირვებით.
აღწერა
ოპტიკური ლინზებისგან განსხვავებით, გრავიტაციული ლინზა წარმოქმნის სინათლის მაქსიმალურ გადახრას, რომელიც გადის მის ცენტრთან ყველაზე ახლოს. და მინიმუმი, რომელიც უფრო ვრცელდება. ამრიგად, გრავიტაციულ ლინზას არ აქვს ერთი ფოკუსური წერტილი, მაგრამ აქვს ხაზი. ეს ტერმინი სინათლის გადახრის კონტექსტში პირველად გამოიყენა O. J. ლოჟა. მან აღნიშნა, რომ „მიუღებელია იმის თქმა, რომ მზის გრავიტაციული ლინზა ასე მოქმედებს, რადგან ვარსკვლავს არ აქვს ფოკუსური მანძილი“.
თუ წყარო, მასიური ობიექტი და დამკვირვებელი დგანან სწორ ხაზზე, წყაროს სინათლე გამოჩნდება რგოლის სახით მატერიის გარშემო. თუ რაიმე ოფსეტურია, მის ნაცვლად მხოლოდ სეგმენტი ჩანს. ეს გრავიტაციული ლინზა პირველად მოიხსენია 1924 წელს პეტერბურგში ფიზიკოსმა ორესტ ხვოლსონმა და რაოდენობრივად დაამუშავა ალბერტ აინშტაინმა 1936 წელს. ლიტერატურაში ზოგადად მოიხსენიება, როგორც ალბერტის რგოლები, რადგან პირველს არ ეხებოდა დინება ან გამოსახულების რადიუსი.
ყველაზე ხშირად, როდესაც ლინზირების მასა რთულია (როგორიცაა გალაქტიკების ჯგუფი ან გროვა) და არ იწვევს სივრცე-დროის სფერულ დამახინჯებას, წყარო დაემსგავსებანაწილობრივი რკალი მიმოფანტული ლინზის გარშემო. დამკვირვებელს შეუძლია ნახოს ერთი და იგივე ობიექტის რამდენიმე ზომის შეცვლა. მათი რიცხვი და ფორმა დამოკიდებულია შედარებით პოზიციაზე, ასევე გრავიტაციული ლინზების სიმულაციაზე.
სამი კლასი
1. ძლიერი ლინზირება.
სადაც არის ადვილად შესამჩნევი დამახინჯებები, როგორიცაა აინშტაინის რგოლების, რკალების და მრავალი გამოსახულების ფორმირება.
2. სუსტი ლინზირება.
სადაც ფონის წყაროების ცვლილება გაცილებით მცირეა და მისი აღმოჩენა შესაძლებელია მხოლოდ დიდი რაოდენობის ობიექტების სტატისტიკური ანალიზით, რათა იპოვოთ მხოლოდ რამდენიმე პროცენტიანი თანმიმდევრული მონაცემები. ობიექტივი სტატისტიკურად აჩვენებს, თუ როგორ არის ფონის მასალების სასურველი გაჭიმვა ცენტრისკენ მიმართულების პერპენდიკულარული. შორეული გალაქტიკების დიდი რაოდენობის ფორმისა და ორიენტაციის გაზომვით, მათი მდებარეობის საშუალოდ დადგენა შესაძლებელია ლინზირების ველის ცვლის გასაზომად ნებისმიერ რეგიონში. ეს, თავის მხრივ, შეიძლება გამოყენებულ იქნას მასის განაწილების აღსადგენად: კერძოდ, შესაძლებელია ბნელი მატერიის ფონური გამოყოფის რეკონსტრუქცია. ვინაიდან გალაქტიკები არსებითად ელიფსურია და სუსტი გრავიტაციული ლინზირების სიგნალი მცირეა, ამ კვლევებში უნდა იქნას გამოყენებული გალაქტიკების ძალიან დიდი რაოდენობა. ლინზების სუსტი მონაცემები ფრთხილად უნდა აიცილონ მიკერძოების რამდენიმე მნიშვნელოვანი წყარო: შიდა ფორმა, კამერის წერტილის გავრცელების ფუნქციის დამახინჯების ტენდენცია და ატმოსფერული ხედვის უნარი, შეცვალოს სურათები.
ამ შედეგებიკვლევები მნიშვნელოვანია სივრცეში გრავიტაციული ლინზების შესაფასებლად ლამბდა-CDM მოდელის უკეთ გასაგებად და გასაუმჯობესებლად და სხვა დაკვირვებების თანმიმდევრულობის შემოწმების უზრუნველსაყოფად. მათ ასევე შეუძლიათ მნიშვნელოვანი მომავალი შეზღუდვა ბნელ ენერგიაზე.
3. მიკროლინზირება.
სადაც ფორმაში დამახინჯება არ ჩანს, მაგრამ ფონის ობიექტიდან მიღებული სინათლის რაოდენობა დროთა განმავლობაში იცვლება. ლინზირების ობიექტი შეიძლება იყოს ვარსკვლავები ირმის ნახტომში, ხოლო ფონის წყარო არის შორეული გალაქტიკის ბურთები ან, სხვა შემთხვევაში, კიდევ უფრო შორეული კვაზარი. ეფექტი მცირეა, ასე რომ, გალაქტიკაც კი, რომლის მასა მზეზე 100 მილიარდჯერ აღემატება, წარმოქმნის მრავალ სურათს, რომლებიც ერთმანეთისგან მხოლოდ რამდენიმე რკალის წამითაა დაშორებული. გალაქტიკურ გროვებს შეუძლიათ წუთების გამოყოფა. ორივე შემთხვევაში, წყაროები საკმაოდ შორს არის, ასობით მეგაპარსეკი ჩვენი სამყაროდან.
დროის დაგვიანება
გრავიტაციული ლინზები თანაბრად მოქმედებს ყველა ტიპის ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებაზე და არა მხოლოდ ხილულ შუქზე. სუსტი ეფექტები შესწავლილია როგორც კოსმოსური მიკროტალღური ფონის, ასევე გალაქტიკური კვლევებისთვის. ძლიერი ლინზები ასევე დაფიქსირდა რადიო და რენტგენის რეჟიმში. თუ ასეთი ობიექტი წარმოქმნის მრავალ სურათს, იქნება დროის შედარებითი შეფერხება ორ ბილიკს შორის. ანუ, ერთ ლინზაზე აღწერილობა უფრო ადრე შეინიშნება, ვიდრე მეორეზე.
სამი ტიპის ობიექტი
1. ვარსკვლავები, ნარჩენები, ყავისფერი ჯუჯები დაპლანეტები.
როდესაც ირმის ნახტომის ობიექტი დედამიწასა და შორეულ ვარსკვლავს შორის გადის, ის ფოკუსირებას მოახდენს და გააძლიერებს ფონის შუქს. ამ ტიპის რამდენიმე მოვლენა დაფიქსირდა მაგელანის დიდ ღრუბელში, პატარა სამყაროში ირმის ნახტომის მახლობლად.
2. გალაქტიკები.
მასიურ პლანეტებს შეუძლიათ აგრეთვე იმოქმედონ როგორც გრავიტაციული ლინზები. სამყაროს უკან წყაროდან გამოსული სინათლე მოხრილი და ორიენტირებულია სურათების შესაქმნელად.
3. გალაქტიკების გროვები.
მასიურ ობიექტს შეუძლია შექმნას მის უკან მდებარე შორეული ობიექტის გამოსახულებები, ჩვეულებრივ, დაჭიმული რკალების სახით - აინშტაინის რგოლის სექტორი. კასეტური გრავიტაციული ლინზები შესაძლებელს ხდის დააკვირდეს მნათობებს, რომლებიც ძალიან შორს არიან ან ზედმეტად სუსტად არიან დანახული. და რადგან შორ მანძილზე ყურება ნიშნავს წარსულში ჩახედვას, კაცობრიობას აქვს წვდომა ადრეული სამყაროს შესახებ ინფორმაციას.
მზის გრავიტაციული ლინზა
ალბერტ აინშტაინმა 1936 წელს იწინასწარმეტყველა, რომ სინათლის სხივები იმავე მიმართულებით, როგორც მთავარი ვარსკვლავის კიდეები, კონვერგირდება ფოკუსამდე დაახლოებით 542 AU. ასე რომ, მზისგან შორს (ან უფრო მეტ) ზონდს შეუძლია გამოიყენოს იგი გრავიტაციულ ლინზად მოპირდაპირე მხარეს მდებარე შორეული ობიექტების გასადიდებლად. ზონდის მდებარეობა შეიძლება გადაიტანოს საჭიროებისამებრ სხვადასხვა სამიზნეების შესარჩევად.
დრეიკის ზონდი
ეს მანძილი ბევრად აღემატება კოსმოსური ზონდის აღჭურვილობის წინსვლას და შესაძლებლობებს, როგორიცაა Voyager 1 და ცნობილი პლანეტების მიღმა, თუმცა ათასწლეულების მანძილზესედნა თავის უაღრესად ელიფსურ ორბიტაზე კიდევ უფრო გადავა. ამ ლინზების საშუალებით პოტენციური სიგნალების გამოვლენის მაღალმა მატებამ, როგორიცაა მიკროტალღები 21 სმ წყალბადის ხაზზე, ფრენკ დრეიკს SETI-ის ადრეულ დღეებში სპეკულირება უბიძგა, რომ ზონდი შეიძლება იქამდე გაიგზავნოს. მრავალფუნქციური SETISAIL და მოგვიანებით FOCAL შემოთავაზებული იქნა ESA-ს მიერ 1993 წელს.
მაგრამ როგორც მოსალოდნელი იყო, ეს რთული ამოცანაა. თუ ზონდი გაივლის 542 AU, ობიექტის გადიდების შესაძლებლობები გააგრძელებს მუშაობას უფრო დიდ დისტანციებზე, რადგან სხივები, რომლებიც ფოკუსირებულია უფრო დიდ დისტანციებზე, უფრო შორს მიემგზავრება მზის გვირგვინის დამახინჯებისგან. ამ კონცეფციის კრიტიკა გაკეთდა ლენდისის მიერ, რომელიც განიხილავდა ისეთ საკითხებს, როგორიცაა ჩარევა, მაღალი სამიზნე გადიდება, რაც გაართულებდა მისიის ფოკუსური სიბრტყის დიზაინს და ლინზის საკუთარი სფერული აბერაციის ანალიზს.
