Ένας βαρυτικός φακός είναι μια κατανομή ύλης (για παράδειγμα, ένα σμήνος γαλαξιών) μεταξύ μιας μακρινής πηγής φωτός, η οποία είναι ικανή να κάμπτει την ακτινοβολία από τον δορυφόρο, που περνά προς τον θεατή και τον παρατηρητή. Αυτό το φαινόμενο είναι γνωστό ως βαρυτικός φακός και η ποσότητα κάμψης είναι μία από τις προβλέψεις του Άλμπερτ Αϊνστάιν στη γενική σχετικότητα. Η κλασική φυσική μιλά επίσης για την κάμψη του φωτός, αλλά αυτό είναι μόνο το μισό από αυτό για το οποίο μιλά η γενική σχετικότητα.
Creator
Αν και ο Αϊνστάιν έκανε αδημοσίευτους υπολογισμούς για αυτό το θέμα το 1912, ο Orest Chwolson (1924) και ο František Link (1936) θεωρούνται γενικά ότι είναι οι πρώτοι που διατύπωσαν την επίδραση του βαρυτικού φακού. Ωστόσο, εξακολουθεί να συνδέεται συχνότερα με τον Αϊνστάιν, ο οποίος δημοσίευσε μια εργασία το 1936.
Επιβεβαίωση της θεωρίας
Ο Fritz Zwicky πρότεινε το 1937 ότι αυτό το φαινόμενο θα μπορούσε να επιτρέψει στα σμήνη γαλαξιών να λειτουργήσουν ως βαρυτικός φακός. Μόνο το 1979, αυτό το φαινόμενο επιβεβαιώθηκε από την παρατήρηση του κβάζαρ Twin QSO SBS 0957 + 561.
Περιγραφή
Σε αντίθεση με έναν οπτικό φακό, ένας βαρυτικός φακός παράγει τη μέγιστη εκτροπή του φωτός που περνά πιο κοντά στο κέντρο του. Και το ελάχιστο από αυτό που εκτείνεται περαιτέρω. Επομένως, ένας βαρυτικός φακός δεν έχει ένα μόνο εστιακό σημείο, αλλά έχει μια γραμμή. Αυτός ο όρος στο πλαίσιο της εκτροπής φωτός χρησιμοποιήθηκε για πρώτη φορά από τον O. J. Οίκημα. Σημείωσε ότι «είναι απαράδεκτο να λέμε ότι ο βαρυτικός φακός του ήλιου δρα με αυτόν τον τρόπο, αφού το αστέρι δεν έχει εστιακή απόσταση».
Αν η πηγή, το τεράστιο αντικείμενο και ο παρατηρητής βρίσκονται σε ευθεία γραμμή, το φως της πηγής θα εμφανιστεί ως δακτύλιος γύρω από την ύλη. Εάν υπάρχει κάποια μετατόπιση, μπορεί να φανεί μόνο το τμήμα. Αυτός ο βαρυτικός φακός αναφέρθηκε για πρώτη φορά το 1924 στην Αγία Πετρούπολη από τον φυσικό Orest Khvolson και επεξεργάστηκε ποσοτικά από τον Albert Einstein το 1936. Γενικά αναφέρεται στη βιβλιογραφία ως δακτύλιοι Albert, καθώς ο πρώτος δεν αφορούσε τη ροή ή την ακτίνα εικόνας.
Πιο συχνά, όταν η μάζα του φακού είναι σύνθετη (όπως μια ομάδα γαλαξιών ή ένα σμήνος) και δεν προκαλεί σφαιρική παραμόρφωση του χωροχρόνου, η πηγή θα μοιάζει μεμερικά τόξα διάσπαρτα γύρω από το φακό. Στη συνέχεια, ο παρατηρητής μπορεί να δει πολλαπλές εικόνες του ίδιου αντικειμένου με αλλαγή μεγέθους. Ο αριθμός και το σχήμα τους εξαρτώνται από τη σχετική θέση, καθώς και από την προσομοίωση των βαρυτικών φακών.
Τρεις τάξεις
1. Ισχυρός φακός.
Όπου υπάρχουν εύκολα ορατές παραμορφώσεις, όπως ο σχηματισμός δακτυλίων, τόξων και πολλαπλών εικόνων του Αϊνστάιν.
2. Αδύναμος φακός.
Όπου η αλλαγή στις πηγές παρασκηνίου είναι πολύ μικρότερη και μπορεί να εντοπιστεί μόνο με στατιστική ανάλυση μεγάλου αριθμού αντικειμένων για την εύρεση μόνο μερικών τοις εκατό συνεκτικών δεδομένων. Ο φακός δείχνει στατιστικά πώς το προτιμώμενο τέντωμα των υλικών του φόντου είναι κάθετο προς την κατεύθυνση προς το κέντρο. Μετρώντας το σχήμα και τον προσανατολισμό ενός μεγάλου αριθμού μακρινών γαλαξιών, οι θέσεις τους μπορούν να υπολογιστούν κατά μέσο όρο για τη μέτρηση της μετατόπισης του πεδίου φακού σε οποιαδήποτε περιοχή. Αυτό, με τη σειρά του, μπορεί να χρησιμοποιηθεί για την αναδόμηση της κατανομής μάζας: συγκεκριμένα, ο διαχωρισμός υποβάθρου της σκοτεινής ύλης μπορεί να ανακατασκευαστεί. Δεδομένου ότι οι γαλαξίες είναι εγγενώς ελλειπτικοί και το ασθενές σήμα βαρυτικού φακού είναι μικρό, πολύ μεγάλοι αριθμοί γαλαξιών πρέπει να χρησιμοποιηθούν σε αυτές τις μελέτες. Τα αδύναμα δεδομένα φακού πρέπει να αποφεύγουν προσεκτικά μια σειρά από σημαντικές πηγές προκατάληψης: το εσωτερικό σχήμα, την τάση της λειτουργίας εξάπλωσης σημείου της κάμερας να παραμορφώνεται και την ικανότητα της ατμοσφαιρικής όρασης να αλλάζει εικόνες.
Τα αποτελέσματα αυτώνΟι μελέτες είναι σημαντικές για την αξιολόγηση των βαρυτικών φακών στο διάστημα για την καλύτερη κατανόηση και βελτίωση του μοντέλου Lambda-CDM και για την παροχή ελέγχου συνέπειας σε άλλες παρατηρήσεις. Μπορεί επίσης να παρέχουν έναν σημαντικό μελλοντικό περιορισμό στη σκοτεινή ενέργεια.
3. Μικροφακισμός.
Όπου δεν είναι ορατή η παραμόρφωση στο σχήμα, αλλά η ποσότητα φωτός που λαμβάνεται από το αντικείμενο φόντου αλλάζει με την πάροδο του χρόνου. Το αντικείμενο του φακού μπορεί να είναι αστέρια στον Γαλαξία μας και η πηγή του φόντου είναι μπάλες σε έναν μακρινό γαλαξία ή, σε άλλη περίπτωση, ένα ακόμη πιο μακρινό κβάζαρ. Το φαινόμενο είναι μικρό, έτσι ώστε ακόμη και ένας γαλαξίας με μάζα μεγαλύτερη από 100 δισεκατομμύρια φορές αυτή του Ήλιου θα παράγει πολλαπλές εικόνες που χωρίζονται με μόνο μερικά δευτερόλεπτα τόξου. Τα γαλαξιακά σμήνη μπορούν να παράγουν διαχωρισμούς λεπτών. Και στις δύο περιπτώσεις, οι πηγές είναι πολύ μακριά, πολλές εκατοντάδες megaparsec από το σύμπαν μας.
Χρονικές καθυστερήσεις
Οι φακοί βαρύτητας δρουν εξίσου σε όλους τους τύπους ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, όχι μόνο στο ορατό φως. Τα ασθενή αποτελέσματα μελετώνται τόσο για το κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο όσο και για γαλαξιακές μελέτες. Ισχυροί φακοί παρατηρήθηκαν επίσης σε λειτουργίες ραδιοφώνου και ακτίνων Χ. Εάν ένα τέτοιο αντικείμενο παράγει πολλές εικόνες, θα υπάρχει σχετική χρονική καθυστέρηση μεταξύ των δύο διαδρομών. Δηλαδή, στον ένα φακό, η περιγραφή θα παρατηρηθεί νωρίτερα από τον άλλο.
Τρεις τύποι αντικειμένων
1. Αστέρια, απομεινάρια, καφέ νάνοι καιπλανήτες.
Όταν ένα αντικείμενο στον Γαλαξία περνά ανάμεσα στη Γη και ένα μακρινό αστέρι, θα εστιάσει και θα εντείνει το φως του φόντου. Αρκετά γεγονότα αυτού του τύπου έχουν παρατηρηθεί στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, ένα μικρό σύμπαν κοντά στον Γαλαξία.
2. Γαλαξίες.
Μεγάλοι πλανήτες μπορούν επίσης να λειτουργήσουν ως βαρυτικοί φακοί. Το φως από μια πηγή πίσω από το σύμπαν κάμπτεται και εστιάζεται για να δημιουργήσει εικόνες.
3. Σμήνη γαλαξιών.
Ένα τεράστιο αντικείμενο μπορεί να δημιουργήσει εικόνες ενός απομακρυσμένου αντικειμένου που βρίσκεται πίσω του, συνήθως με τη μορφή τεντωμένων τόξων - ένας τομέας του δακτυλίου του Αϊνστάιν. Οι βαρυτικοί φακοί συστάδας καθιστούν δυνατή την παρατήρηση φωτιστικών που είναι πολύ μακριά ή πολύ αμυδρά για να φαίνονται. Και δεδομένου ότι κοιτάζοντας μεγάλες αποστάσεις σημαίνει κοιτάζοντας στο παρελθόν, η ανθρωπότητα έχει πρόσβαση σε πληροφορίες για το πρώιμο σύμπαν.
Ηλιακός φακός βαρύτητας
Ο Άλμπερτ Αϊνστάιν προέβλεψε το 1936 ότι οι ακτίνες φωτός στην ίδια κατεύθυνση με τις άκρες του κύριου άστρου θα συγκλίνουν σε μια εστία περίπου στις 542 AU. Έτσι, ένας ανιχνευτής τόσο μακριά (ή περισσότερο) από τον Ήλιο μπορεί να τον χρησιμοποιήσει ως βαρυτικό φακό για να μεγεθύνει μακρινά αντικείμενα στην αντίθετη πλευρά. Η θέση του ανιχνευτή μπορεί να μετατοπιστεί όπως απαιτείται για την επιλογή διαφορετικών στόχων.
Drake Probe
Αυτή η απόσταση είναι πολύ πέρα από την πρόοδο και την ικανότητα του εξοπλισμού διαστημικών ανιχνευτών όπως το Voyager 1, και πέρα από γνωστούς πλανήτες, αν και για χιλιετίεςΗ Σέντνα θα κινηθεί περαιτέρω στην εξαιρετικά ελλειπτική τροχιά της. Το υψηλό κέρδος για πιθανή ανίχνευση σημάτων μέσω αυτού του φακού, όπως τα μικροκύματα σε γραμμή υδρογόνου 21 cm, οδήγησε τον Frank Drake να υποθέσει στις πρώτες ημέρες του SETI ότι ένας ανιχνευτής θα μπορούσε να σταλεί τόσο μακριά. Το SETISAIL πολλαπλών χρήσεων και αργότερα το FOCAL προτάθηκαν από την ESA το 1993.
Αλλά όπως ήταν αναμενόμενο, αυτό είναι ένα δύσκολο έργο. Εάν ο καθετήρας περάσει τις 542 AU, οι δυνατότητες μεγέθυνσης του αντικειμένου θα συνεχίσουν να λειτουργούν σε μεγαλύτερες αποστάσεις, καθώς οι ακτίνες που εστιάζονται σε μεγαλύτερες αποστάσεις ταξιδεύουν πιο μακριά από την παραμόρφωση του ηλιακού στέμματος. Μια κριτική αυτής της ιδέας δόθηκε από τον Landis, ο οποίος συζήτησε θέματα όπως η παρεμβολή, η υψηλή μεγέθυνση στόχου που θα δυσκόλευε τον σχεδιασμό του εστιακού επιπέδου της αποστολής και την ανάλυση της σφαιρικής εκτροπής του ίδιου του φακού.
