Lentila gravitațională

O lentilă gravitațională  este un corp masiv (o planetă , o stea , o galaxie , un grup de galaxii , un grup de materie întunecată ), care schimbă direcția de propagare a radiației electromagnetice cu câmpul gravitațional , la fel cum o lentilă obișnuită schimbă direcția unui fascicul de lumină. Însuși fenomenul curburii fasciculului de lumină sub influența gravitației a fost prezis de teoria generală a relativității (GR) a lui A. Einstein , iar descoperirea lentilelor gravitaționale a fost una dintre confirmările GR [1] [2] [3] [4] .

De regulă, lentilele gravitaționale care pot distorsiona semnificativ imaginea unui obiect de fundal sunt concentrații destul de mari de masă: galaxii și grupuri de galaxii. Obiectele mai compacte - de exemplu, stelele  - deviază și razele de lumină, dar la unghiuri atât de mici încât, în majoritatea cazurilor, nu este posibil să se remedieze o astfel de abatere. În acest caz, de obicei puteți observa doar o scurtă creștere a luminozității obiectului obiectivului în momentul în care lentila trece între Pământ și obiectul de fundal. Dacă obiectul lentilei este luminos, atunci este aproape imposibil să observi o astfel de schimbare. Dacă obiectul lentilei nu este luminos sau nu este deloc vizibil, atunci un astfel de bliț de scurtă durată poate fi observat. Evenimentele de acest tip se numesc microlensing . Interesul aici nu este legat de procesul de lentilă în sine, ci de faptul că permite detectarea unor acumulări masive și altfel invizibile de materie.

Un alt domeniu de cercetare al microlenselor a fost ideea de a folosi caustice pentru a obține informații atât despre obiectul lentilei în sine, cât și despre sursa a cărei lumină o concentrează. Marea majoritate a evenimentelor de microlensare se potrivesc bine cu presupunerea că ambele corpuri sunt sferice. Cu toate acestea, în 2-3% din toate cazurile, se observă o curbă complexă de luminozitate, cu vârfuri suplimentare scurte, ceea ce indică formarea de caustice în imaginile lentile [5] . Această situație poate apărea dacă lentila are o formă neregulată, de exemplu, dacă este formată din două sau mai multe corpuri masive întunecate. Observarea unor astfel de evenimente este cu siguranță interesantă pentru studiul naturii obiectelor compacte întunecate. Un exemplu de determinare cu succes a parametrilor unei lentile duble prin studierea causticii este cazul microlensării OGLE-2002-BLG-069 [6] . În plus, există propuneri de utilizare a microlenselor caustice pentru a determina forma geometrică a unei surse sau pentru a studia profilul de luminozitate al unui obiect de fundal extins și, în special, pentru a studia atmosferele stelelor gigantice.

Observații

Descriere

Spre deosebire de o lentilă optică , o lentilă gravitațională îndoaie lumina cel mai aproape de centrul său cel mai mult și îndoaie lumina cea mai îndepărtată de centru cel mai puțin. Prin urmare, o lentilă gravitațională nu are un punct focal , dar are o linie focală. Termenul de „lentila”, care implică deviația luminii datorată gravitației, a fost folosit pentru prima dată de Oliver Lodge, care a remarcat că „nu este valabil să spunem că câmpul gravitațional al Soarelui acționează ca o lentilă, deoarece nu are distanță focală ” . 7] . Dacă sursa de lumină, obiectul lentilă masiv și observatorul sunt aliniate, sursa de lumină va fi văzută ca un inel în jurul obiectului masiv. Dacă poziția relativă a corpurilor se abate de la linia directă, observatorul va putea vedea doar o porțiune a arcului. Acest fenomen a fost menționat pentru prima dată de un fizician din Leningrad Orest Danilovici Khvolson în 1924 [8] , iar estimările numerice au fost făcute de Albert Einstein în 1936 [9] . În literatură, acest efect este de obicei numit inelul Einstein , deoarece Khwolson nu a calculat nici luminozitatea, nici raza inelului vizibil. Mai general, atunci când efectul lentilei gravitaționale este cauzat de un sistem de corpuri (un grup sau un grup de galaxii ) care nu are simetrie sferică, sursa de lumină va fi vizibilă pentru observator ca părți de arcuri situate în jurul lentilei. În acest caz, observatorul va putea vedea imaginile curbate multiplicate ale aceluiași obiect. Numărul și forma lor depind de poziția relativă a sursei de lumină (obiect), a lentilei și a observatorului, precum și de forma puțului de potențial gravitațional creat de obiectul cu lentilă [10] .

Există trei clase de lentile gravitaționale [7] [11] :

  1. Lentile gravitaționale puternice , care provoacă distorsiuni ușor de distins, cum ar fi inelul lui Einstein, arcuri și imagini multiplicate.
  2. Lentila gravitațională slabă , care provoacă doar mici distorsiuni în imaginea unui obiect care se află în spatele lentilei (denumit în continuare obiectul de fundal). Aceste distorsiuni pot fi remediate numai după o analiză statistică a unui număr mare de obiecte de fundal, ceea ce face posibilă găsirea unei mici distorsiuni consistente a imaginilor acestora. Lentila se manifestă printr-o ușoară întindere a imaginii perpendicular pe direcția către centrul lentilei. Studiind forma și orientarea unui număr mare de galaxii de fundal îndepărtate, putem măsura câmpul de lentilă în orice regiune. Aceste date, la rândul lor, pot fi folosite pentru a reconstrui distribuția maselor într-o anumită regiune a spațiului; în special, această metodă poate fi folosită pentru a studia distribuția materiei întunecate . Deoarece galaxiile în sine sunt eliptice și distorsiunea cauzată de lentila slabă este mică, această metodă necesită observarea unui număr mare de galaxii de fundal. Astfel de studii trebuie să țină cont cu atenție de multe surse de eroare sistematică : forma corectă a galaxiilor, funcția de răspuns spațial a matricei fotosensibile, distorsiunile atmosferice etc. Rezultatele acestor studii sunt importante pentru estimarea parametrilor cosmologici, pentru o mai bună înțelegere și dezvoltare. modelul Lambda-CDM și, de asemenea, pentru a asigura o verificare a coerenței cu alte observații cosmologice [12] .
  3. Microlensingul nu provoacă nicio distorsiune observabilă a formei, dar cantitatea de lumină primită de observator de la obiectul de fundal este temporar crescută. Obiectul de lentilă poate fi stelele Căii Lactee , planetele lor, iar sursa de lumină poate fi stelele galaxiilor îndepărtate sau a quasarelor , aflate la o distanță și mai îndepărtată. Spre deosebire de primele două cazuri, modificarea modelului observat în timpul microlensării are loc pe un timp caracteristic de la secunde la sute de zile. Microlensing face posibilă estimarea numărului de obiecte slab luminoase cu mase de ordinul maselor stelare (de exemplu, piticele albe ) din galaxie, ceea ce poate aduce o anumită contribuție la componenta barionică a materiei întunecate. În plus, microlensing este una dintre metodele de căutare a exoplanetelor .

Lentila gravitațională acționează în mod egal asupra tuturor tipurilor de radiații electromagnetice , nu doar asupra luminii vizibile. În plus față de sondajele galaxiilor descrise mai sus, lentila slabă poate fi studiată din efectul său asupra radiației cosmice de fond cu microunde . S-a observat o lentilă puternică în domeniul radio și cu raze X.

În cazul lentilei gravitaționale puternice, dacă se observă mai multe imagini ale obiectului de fundal, atunci lumina de la sursă, mergând în moduri diferite, va ajunge la observator în momente diferite; măsurarea acestei întârzieri (de exemplu, dintr-un quasar de fundal cu luminozitate variabilă) permite estimarea distribuției masei de-a lungul liniei de vedere.

Caută lentile gravitaționale

În trecut, majoritatea lentilelor gravitaționale au fost găsite din întâmplare. O căutare a lentilelor gravitaționale în emisfera nordică (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), care a fost efectuată folosind radiotelescopul Very Large Array din New Mexico, a scos la iveală 22 de noi sisteme de lentile. Acest lucru a deschis căi complet noi de cercetare, de la căutarea unor obiecte foarte îndepărtate până la determinarea valorilor parametrilor cosmologici pentru o mai bună înțelegere a universului.

Un astfel de studiu din emisfera sudică ne-ar permite să facem un pas mare spre finalizarea studiilor din emisfera nordică, precum și identificarea de noi obiecte pentru studiu. Dacă un astfel de studiu este realizat cu instrumente bine calibrate și bine reglate, se pot aștepta rezultate similare cu cele obținute în studiul din emisfera nordică. Un exemplu de date potrivite este de la telescopul australian AT20G bazat pe interferometrul radio ATKA. Deoarece datele au fost obținute cu un instrument de precizie similar cu cel utilizat în emisfera nordică, sunt de așteptat rezultate bune din studiu. AT20G operează până la 20 GHz în câmpuri radio din spectrul electromagnetic. Deoarece se folosește o frecvență înaltă, șansele de a găsi lentile gravitaționale cresc, deoarece numărul obiectelor de bază mici (de exemplu, quasari) crește. Acest lucru este important, deoarece este mai ușor să detectați lentila pe exemplul obiectelor mai simple. Această căutare include utilizarea metodelor de interferență pentru a identifica exemple și a le observa la rezoluție mai mare. O descriere completă a proiectului este acum în curs de pregătire pentru publicare.

Astronomii de la Societatea Max Planck pentru Cercetări Științifice au descoperit cea mai îndepărtată galaxie cu lentilă gravitațională din acel moment (J1000+0221) folosind telescopul Hubble al NASA . În acest moment, această galaxie rămâne cea mai îndepărtată, împărțind imaginea în patru. Cu toate acestea, o echipă internațională de astronomi, folosind Telescopul Hubble și Telescopul Observatorului Keck , a descoperit prin metode spectroscopice o galaxie și mai îndepărtată care împarte imaginea. Descoperirea și analiza lentilei IRC 0218 a fost publicată în Astrophysical Journal Letters pe 23 iunie 2014.

Teorie

O lentilă gravitațională poate fi considerată ca o lentilă obișnuită, dar numai cu un indice de refracție dependent de poziție. Atunci ecuația generală pentru toate modelele poate fi scrisă după cum urmează [13] :

unde η  este coordonata sursei, ξ  este distanța de la centrul lentilei la punctul de refracție ( parametru de impact ) în planul lentilei, D s , D d  sunt distanțele de la observator la sursă și, respectiv, lentilă, D ds  este distanța dintre lentilă și sursă, α  este abaterea unghiului, calculată prin formula:

unde Σ  este densitatea suprafeței de-a lungul căreia „alunecă” fasciculul. Dacă notăm lungimea caracteristică în planul lentilei cu ξ 0 , iar valoarea corespunzătoare în planul sursă ca η 0 = ξ 0 D s / D l , și introducem vectorii adimensionali corespunzători x = ξ/ξ 0 și y = η /η 0 , atunci ecuația lentilei poate fi scrisă în următoarea formă:

Atunci, dacă introducem o funcție numită potențial Fermat, atunci putem scrie ecuația după cum urmează [13] :

Întârzierea între imagini este de obicei scrisă în termeni de potențial Fermat [13] :

Uneori este convenabil să alegeți scara ξ 0 = D l , atunci x și y  sunt poziția unghiulară a imaginii și, respectiv, sursa.

Note

  1. ↑ Bernard F. Schutz. Un prim curs de relativitate generală . ilustrat, herdruk. - Cambridge University Press, 1985. - P. 295. - ISBN 978-0-521-27703-7 . Arhivat pe 10 iulie 2020 la Wayback Machine
  2. ↑ Wolfgang Rindler. Relativitate: specială, generală și cosmologică . — al 2-lea. - OUP Oxford, 2006. - P. 21. - ISBN 978-0-19-152433-2 . Arhivat la 9 ianuarie 2022 la Wayback Machine Extras de la pagina 21 Arhivat la 9 ianuarie 2022 la Wayback Machine
  3. ↑ Gabor Kunstatter. Relativitate generală și astrofizică relativistă - Proceedings of the 4th Canadian Conference  / Gabor Kunstatter, Jeffrey G Williams, DE Vincent. - World Scientific, 1992. - P. 100. - ISBN 978-981-4554-87-9 . Arhivat la 4 aprilie 2022 la Wayback Machine Extras de la pagina 100 Arhivat la 4 aprilie 2022 la Wayback Machine
  4. ↑ Pekka Teerikorpi. Universul în evoluție și originea vieții: Căutarea rădăcinilor noastre cosmice  / Pekka Teerikorpi, Mauri Valtonen, K. Lehto … [ și alții ] . — ilustrat. - Springer Science & Business Media, 2008. - P. 165. - ISBN 978-0-387-09534-9 . Arhivat la 4 aprilie 2022 la Wayback Machine Extras de la pagina 165 Arhivat la 4 aprilie 2022 la Wayback Machine
  5. ↑ Dominik M. Theory and practice of microlensing light curves around fold singularities  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 2004. - Vol. 353.- Nr . 1 . - P. 69-86. - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08046.x . - arXiv : astro-ph/0309581 .
  6. ↑ astro-ph/0502018
  7. ↑ 1 2 Schneider P., Ehlers J., Falco EE Gravitational Lenses. - Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York Press, 1992. - ISBN 3-540-97070-3 .
  8. ↑ Turner, Christina The Early History of Gravitational Lensing (14 februarie 2006). Arhivat din original pe 25 iulie 2008.
  9. ↑ O scurtă istorie a lentilelor gravitaționale - Einstein Online . www.einstein-online.info _ Data accesului: 29 iunie 2016. Arhivat din original la 1 iulie 2016.
  10. ↑ Brill D. Black Hole Horizons and How They Begin Arhivat 16 septembrie 2014 la Wayback Machine , Astronomical Review (2012); Articol online, citat în septembrie 2012.]
  11. ↑ Melia F. The Galactic Supermassive Black Hole. - Princeton University Press , 2007. - S. 255-256. - ISBN 0-691-13129-5 .
  12. ↑ Refregier A. Lentile gravitaționale slabe prin structură la scară largă  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Recenzii anuale , 2003. - Vol. 41 , iss. 1 . - P. 645-668 . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.111302.102207 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0307212 .
  13. ↑ 1 2 3 Zaharov A.F. Lentile gravitaționale și microlentile. - M. : Janus-K, 1997. - ISBN 5-88929-037-1 .

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii