Gravitačná šošovka: definícia, typy, modelovanie

Gravitačná šošovka je distribúcia hmoty (napríklad zhluk galaxií) medzi vzdialeným zdrojom svetla, ktorý je schopný ohýbať žiarenie zo satelitu, prechádzajúce v smere pozorovateľa a pozorovateľa. Tento efekt je známy ako gravitačné šošovky a množstvo ohybu je jednou z predpovedí Alberta Einsteina v všeobecná teória relativity. Klasická fyzika hovorí aj o ohýbaní svetla, ale to je len polovica čo sa hovorí OTO.

Tvorca

Aj keď Einstein v roku 1912 urobil nepublikované výpočty k tejto otázke, Orest Hvolson (1924) a František Link (1936) sa spravidla domnievajú, že ako prví vyjadrili účinok gravitačnej šošovky. Stále je však častejšie spájaný s Einsteinom, ktorý v roku 1936 publikoval článok.

Potvrdenie teórie

Fritz Zwicky v roku 1937 navrhol, že tento efekt by mohol umožniť zhlukom galaxií pôsobiť ako gravitačná šošovka. Až v roku 1979 bol tento jav potvrdený pozorovaním Kvazarového dvojčaťa QSO SBS 0957 + 561.

Description

Na rozdiel od optickej šošovky gravitačná šošovka vytvára maximálnu deformáciu svetla, ktoré prechádza najbližšie k jej stredu. A minimum toho, ktorý sa šíri ďalej. V dôsledku toho gravitačná šošovka nemá jediný ohniskový bod, ale má čiaru. Tento termín v kontexte vychýlenia svetla bol prvýkrát použitý o.J. Podať. Poznamenal, že "je neprijateľné povedať, že gravitačná šošovka slnka pôsobí týmto spôsobom, pretože hviezda nemá ohniskovú vzdialenosť".

Ak zdroj, masívny objekt a pozorovateľ ležia v priamke, zdrojové svetlo bude vyzerať ako prstenec okolo hmoty. Ak existuje akýkoľvek posun, namiesto toho je možné vidieť iba segment. Táto gravitačná šošovka bola prvýkrát spomenutá v roku 1924 v Petrohrade fyzikom Orestom Khvolsonom a kvantifikovaná Albertom Einsteinom v roku 1936. Spravidla sa v literatúre označuje ako Albert rings, pretože prvý sa nezaoberal prietokom alebo polomerom obrazu.

Najčastejšie, keď je hmota šošovky zložitá (napríklad skupina galaxií alebo zhluk) a nespôsobuje sférické skreslenie časopriestoru, zdroj bude pripomínať čiastočné oblúky rozptýlené okolo šošovky. Potom môže pozorovateľ vidieť niekoľko upravených obrázkov toho istého objektu. Ich počet a tvar závisia od relatívnej polohy, ako aj od modelovania gravitačných šošoviek.

Tri triedy

1. Silné šošovky.

Tam, kde sú ľahko viditeľné deformácie, ako je tvorba Einsteinových prstencov, oblúkov a viacerých obrazov.

2. Slabé šošovky.

Kde je zmena zdrojov pozadia oveľa menšia a dá sa zistiť iba štatistickou analýzou veľkého počtu objektov, aby sa našli koherentné údaje iba z niekoľkých percent. Šošovka štatisticky ukazuje, ako je preferované rozťahovanie podkladových materiálov kolmé na smer stredu. Pri meraní tvaru a orientácie veľkého počtu vzdialených galaxií je možné ich umiestnenie spriemerovať, aby sa zmeral posun objektívového poľa v akejkoľvek oblasti. To sa zase dá použiť na rekonštrukciu rozloženia hmoty: je možné rekonštruovať najmä oddelenie pozadia temnej hmoty. Pretože galaxie sú svojou povahou eliptické a slabý signál gravitačnej šošovky je malý, je potrebné v týchto štúdiách použiť veľmi veľké množstvo galaxií. Údaje zo štúdie slabých šošoviek by sa mali starostlivo vyhnúť mnohým dôležitým zdrojom systematických chýb: vnútorný tvar, tendencia funkcie rozptylu bodov kamery na skreslenie, ako aj možnosť atmosférického videnia na zmenu obrázkov.

Výsledky týchto štúdií sú dôležité pre hodnotenie gravitačných šošoviek vo vesmíre s cieľom lepšie pochopiť a zlepšiť model Lambda-CDM a overiť konzistenciu iných pozorovaní. Môžu tiež poskytnúť dôležité budúce obmedzenie temnej energie.

3. Mikrošošovky.

Tam, kde nie je viditeľné skreslenie tvaru, ale množstvo svetla prijatého z objektu pozadia sa v priebehu času mení. Predmetom šošovky môžu byť hviezdy v Mliečnej dráhe a zdrojom pozadia sú gule vo vzdialenej galaxii alebo v inom prípade ešte vzdialenejší kvazar. Efekt je malý, takže aj galaxia s hmotnosťou presahujúcou hmotnosť Slnka 100 miliárd krát vytvorí niekoľko obrazov oddelených iba niekoľkými oblúkovými sekundami. Galaktické zhluky môžu byť rozmiestnené po minútach. V oboch prípadoch sú zdroje dosť ďaleko, mnoho stoviek megaparsekov z nášho vesmíru.

Časové oneskorenia

Gravitačné šošovky pôsobia rovnako na všetky typy elektromagnetického žiarenia, nielen na viditeľné svetlo. Slabé účinky sa študujú tak pre kozmické mikrovlnné pozadie, ako aj pre galaktické štúdie. Silné šošovky boli pozorované aj v rádiových a röntgenových režimoch. Ak takýto objekt vytvorí niekoľko obrázkov, medzi týmito dvoma cestami dôjde k relatívnemu časovému oneskoreniu. To znamená, že Popis bude pozorovaný skôr na jednej šošovke ako na druhej.

Tri typy objektov

z 1. Hviezdy, zvyšky, hnedí trpaslíci a planéty.

Keď objekt v Mliečnej dráhe prechádza medzi Zemou a vzdialeným svietidlom, zaostrí a zosilní svetlo v pozadí. Niekoľko udalostí tohto typu bolo pozorovaných vo Veľkom Magellanovom oblaku, malom vesmíre blízko Mliečnej dráhy.

2. Galaxií.

Masívne planéty môžu pôsobiť aj ako gravitačné šošovky. Svetlo zo zdroja mimo vesmíru je ohnuté a zamerané na vytváranie obrazov.

3. Zhluky galaxií.

Masívny objekt môže vytvárať obrazy vzdialeného objektu ležiaceho za ním, zvyčajne vo forme natiahnutých oblúkov-sektorov Einsteinovho prstenca. Zhlukové gravitačné šošovky vám umožňujú pozorovať svietidlá, ktoré sú príliš ďaleko alebo príliš slabé na to, aby ich bolo možné vidieť. A keďže pohľad na veľké vzdialenosti znamená pohľad do minulosti, ľudstvo získa prístup k informáciám o ranom vesmíre.

Solárna Gravitačná Šošovka

Albert Einstein predpovedal v roku 1936, že lúče svetla v rovnakom smere ako okraje hlavnej hviezdy sa zbiehajú do ohniska asi 542.au. Sonda umiestnená v takej vzdialenosti (alebo viac) od Slnka ju teda môže použiť ako gravitačnú šošovku na zväčšenie vzdialených objektov na opačnej strane. Umiestnenie sondy sa môže posunúť ako potrebné na vyberte rôzne ciele.

Drake Probe

Táto vzdialenosť je ďaleko za pokrokom a schopnosťami vybavenia vesmírnych sond, ako je Voyager 1, a za známymi planétami, hoci po tisícročia sa Sedna bude pohybovať ďalej po svojej vysoko eliptickej obežnej dráhe. Vysoký zisk pre potenciálnu detekciu signálov cez túto šošovku, ako sú mikrovlny na 21-centimetrovej vodíkovej linke, viedol k návrhu Franka Drakea v prvých dňoch SETI, že sonda by mohla byť vyslaná do tejto vzdialenosti. Viacúčelový SETISAIL a potom FOCAL navrhol ESA v roku 1993.

Ale ako sa očakávalo, je to náročná úloha. Ak sonda prejde 542 a.e., , možnosti zväčšenia šošovky budú naďalej fungovať na dlhšie vzdialenosti, pretože lúče, ktoré sa zaostria na veľké vzdialenosti, prechádzajú ďalej od skreslení slnečnej koróny. Kritiku tohto konceptu podal Landis, ktorý diskutoval o otázkach, ako je rušenie, veľké zväčšenie cieľa, čo by sťažilo navrhnutie ohniskovej roviny misie, a analýza vlastnej sférickej aberácie šošovky.