Gravitaatiolinssi

Gravitaatiolinssi  on massiivinen kappale ( planeetta , tähti , galaksi , galaksijoukko , pimeän aineen joukko ), joka muuttaa sähkömagneettisen säteilyn etenemissuuntaa gravitaatiokenttään , aivan kuten tavallinen linssi muuttaa valonsäteen suunta. A. Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria (GR) ennusti valonsäteen kaarevuuden ilmiön painovoiman vaikutuksesta , ja gravitaatiolinssien löytäminen oli yksi GR:n vahvistuksista [1] [2] [3] [4] .

Gravitaatiolinssit, jotka voivat merkittävästi vääristää taustaobjektin kuvaa, ovat yleensä melko suuria massapitoisuuksia: galakseja ja galaksiryhmiä. Pienemmät esineet - esimerkiksi tähdet  - myös ohjaavat valonsäteitä, mutta niin pienissä kulmissa, että useimmissa tapauksissa tällaista poikkeamaa ei ole mahdollista korjata. Tällöin linssiobjektin kirkkauden voi yleensä havaita vain hetkellisesti sillä hetkellä, kun linssi kulkee Maan ja taustaobjektin välillä. Jos linssin kohde on kirkas, on melkein mahdotonta havaita tällaista muutosta. Jos linssin kohde ei ole kirkas tai ei näy ollenkaan, tällainen lyhytaikainen salama voidaan hyvin havaita. Tämän tyyppisiä tapahtumia kutsutaan mikrolinsseiksi . Kiinnostus ei liity itse linssiprosessiin, vaan siihen, että sen avulla voidaan havaita massiivisia ja muuten näkymättömiä aineen kertymiä.

Toinen mikrolensointitutkimuksen alue oli ajatus kaustisten aineiden avulla saada tietoa sekä itse linssiobjektista että lähteestä, jonka valon se fokusoi . Suurin osa mikrolinssitapahtumista sopii hyvin oletukseen, että molemmat kappaleet ovat pallomaisia. Kuitenkin 2-3 %:ssa kaikista tapauksista havaitaan monimutkainen kirkkauskäyrä, jossa on lisäksi lyhyitä huippuja, mikä viittaa emäksisten aineiden muodostumiseen linssissä olevissa kuvissa [5] . Tämä tilanne voi syntyä, jos linssillä on epäsäännöllinen muoto, esimerkiksi jos se koostuu kahdesta tai useammasta tummasta massiivisesta kappaleesta. Tällaisten tapahtumien havainnointi on varmasti mielenkiintoista tutkittaessa tummien kompaktien esineiden luonnetta. Esimerkki kaksoislinssin parametrien onnistuneesta määrittämisestä kaustiikkaa tutkimalla on mikrolinssi OGLE-2002-BLG-069 [6] . Lisäksi on ehdotettu kaustisen mikrolinssin käyttämistä lähteen geometrisen muodon määrittämiseen tai laajennetun taustaobjektin kirkkausprofiilin tutkimiseen ja erityisesti jättiläisten tähtien ilmakehojen tutkimiseen.

Havainnot

Kuvaus

Toisin kuin optinen linssi , gravitaatiolinssi taivuttaa eniten keskustaa lähinnä olevaa valoa ja vähiten keskustasta kauimpana olevaa valoa. Siksi gravitaatiolinssillä ei ole polttopistettä , mutta sillä on polttoviiva. Termiä "linssi", joka viittaa painovoiman aiheuttamaan valon taipumiseen, käytti ensimmäisenä Oliver Lodge, joka totesi, että "ei ole pätevää väittää, että Auringon gravitaatiokenttä toimisi linssin tavoin, koska sillä ei ole polttoväliä " . 7] . Jos valonlähde, massiivinen linssiobjekti ja havainnoija ovat kohdakkain, valonlähde nähdään renkaana massiivisen kohteen ympärillä. Jos kappaleiden suhteellinen sijainti poikkeaa suorasta viivasta, havaitsija näkee vain osan kaaresta. Tämän ilmiön mainitsi ensimmäisen kerran leningradilainen fyysikko Orest Danilovich Khvolson vuonna 1924 [8] , ja Albert Einstein teki numeeriset arviot vuonna 1936 [9] . Kirjallisuudessa tätä vaikutusta kutsutaan yleensä Einstein-renkaaksi , koska Khwolson ei laskenut näkyvän renkaan kirkkautta tai sädettä. Yleisemmin sanottuna, kun gravitaatiolinssin vaikutuksen aiheuttaa kappalejärjestelmä ( galaksiryhmä tai -ryhmä ), jolla ei ole pallosymmetriaa, valonlähde näkyy havainnoijalle linssin ympärillä sijaitsevien kaarien osina. Tässä tapauksessa tarkkailija voi nähdä saman kohteen kaarevat kerrotut kuvat. Niiden lukumäärä ja muoto riippuvat valonlähteen (objektin), linssin ja havainnoijan suhteellisesta sijainnista sekä linssiobjektin luoman gravitaatiopotentiaalin muodosta [10] .

Gravitaatiolinssejä on kolme luokkaa [7] [11] :

  1. Vahva gravitaatiolinssi , joka aiheuttaa helposti erotettavissa olevia vääristymiä, kuten Einsteinin renkaan, kaaret ja moninkertaiset kuvat.
  2. Heikko painovoimalinssi , joka aiheuttaa vain pieniä vääristymiä linssin takana olevan kohteen (jäljempänä taustaobjekti) kuvaan. Nämä vääristymät voidaan korjata vasta suuren määrän taustaobjektien tilastollisen analyysin jälkeen, mikä mahdollistaa niiden kuvien pienen johdonmukaisen vääristymän löytämisen. Linssointi ilmenee kuvan lievänä venymisenä kohtisuorassa linssin keskustaan ​​päin. Tutkimalla useiden kaukaisten taustagalaksien muotoa ja suuntausta pystymme mittaamaan linssikentän millä tahansa alueella. Näitä tietoja puolestaan ​​voidaan käyttää massojen jakautumisen rekonstruoimiseen tietyllä avaruuden alueella; tätä menetelmää voidaan käyttää erityisesti pimeän aineen jakautumisen tutkimiseen . Koska itse galaksit ovat elliptisiä ja heikon linssin aiheuttama vääristymä on pieni, tämä menetelmä vaatii suuren määrän taustagalaksien havainnointia. Tällaisissa tutkimuksissa on otettava huolellisesti huomioon monet systemaattisten virheiden lähteet : galaksien oikea muoto, valoherkän ryhmän spatiaalinen vastefunktio, ilmakehän vääristymät jne. Näiden tutkimusten tulokset ovat tärkeitä kosmologisten parametrien arvioinnissa, paremman ymmärtämisen ja kehittämisen kannalta. Lambda - CDM- malli , ja myös johdonmukaisuuden tarkistamiseksi muiden kosmologisten havaintojen kanssa [12] .
  3. Mikrolinssi ei aiheuta havaittavaa muodon vääristymistä, mutta havainnoijan taustaobjektista vastaanottaman valon määrää lisätään tilapäisesti. Linssiobjektina voivat olla Linnunradan tähdet ja niiden planeetat, ja valonlähde voi olla kaukaisten galaksien tai kvasaarien tähdet , jotka sijaitsevat vieläkin kauempana. Toisin kuin kahdessa ensimmäisessä tapauksessa, havaitun kuvion muutos mikrolinssin aikana tapahtuu tyypillisen ajan kuluessa sekunneista satoihin päiviin. Mikrolinssi mahdollistaa niiden heikosti valoisten kohteiden määrän arvioinnin galaksissa, joiden massa on tähtien massaluokkaa (esimerkiksi valkoiset kääpiöt ), jotka voivat vaikuttaa jonkin verran pimeän aineen baryoniseen komponenttiin. Lisäksi mikrolinssi on yksi menetelmistä etsiä eksoplaneettoja .

Gravitaatiolinssi vaikuttaa tasaisesti kaikentyyppiseen sähkömagneettiseen säteilyyn , ei vain näkyvään valoon. Edellä kuvattujen galaksitutkimusten lisäksi heikkoa linssiä voidaan tutkia sen vaikutuksesta kosmiseen mikroaaltotaustasäteilyyn . Voimakas linssi havaittiin radio- ja röntgenalueella .

Jos kyseessä on voimakas painovoimalinssi, jos taustaobjektista havaitaan useita kuvia, lähteestä lähtevä valo eri tavoin saapuu havainnoijaan eri aikoina; tämän viiveen mittaaminen (esimerkiksi taustakvasaarista, jonka kirkkaus vaihtelee) mahdollistaa massajakauman arvioinnin tähtäyslinjalla.

Hae gravitaatiolinssejä

Aiemmin suurin osa painovoimalinsseistä löydettiin vahingossa. Gravitaatiolinssien etsintä pohjoisella pallonpuoliskolla (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), joka suoritettiin New Mexicossa Very Large Array -radioteleskoopilla, paljasti 22 uutta linssijärjestelmää. Tämä on avannut täysin uusia tutkimusmahdollisuuksia hyvin kaukaisten kohteiden etsimisestä kosmologisten parametrien arvojen määrittämiseen maailmankaikkeuden parempaan ymmärtämiseen.

Tällainen eteläisen pallonpuoliskon tutkimus antaisi meille mahdollisuuden ottaa ison askeleen kohti pohjoisen pallonpuoliskon tutkimusten loppuun saattamista sekä uusien tutkimuskohteiden tunnistamista. Jos tällainen tutkimus suoritetaan hyvin kalibroiduilla ja hyvin viritetyillä laitteilla, voidaan odottaa samanlaisia ​​tuloksia kuin pohjoiselta pallonpuolisolta tehdyssä tutkimuksessa. Esimerkki sopivasta tiedosta on australialainen AT20G-teleskooppi, joka perustuu ATKA-radiointerferometriin. Koska tiedot saatiin tarkkuusinstrumentilla, joka on samanlainen kuin pohjoisella pallonpuoliskolla, on tutkimukselta odotettavissa hyviä tuloksia. AT20G toimii 20 GHz asti sähkömagneettisen spektrin radiokentissä. Koska käytetään suurta taajuutta, todennäköisyys löytää gravitaatiolinssejä kasvaa, koska pienten peruskohteiden (esimerkiksi kvasaarien) määrä kasvaa. Tämä on tärkeää, koska linssi on helpompi havaita yksinkertaisempien esineiden esimerkissä. Tämä haku sisältää häiriömenetelmien käytön esimerkkien tunnistamiseen ja niiden havaitsemiseen korkeammalla resoluutiolla. Hankkeen täydellistä kuvausta valmistellaan nyt julkaistavaksi.

Max Planck Society for Scientific Researchin tähtitieteilijät löysivät tuolloin kaukaisimman gravitaatiolinssin galaksin (J1000+0221) NASAn Hubble-teleskoopin avulla . Tällä hetkellä tämä galaksi on kaukaisin ja jakaa kuvan neljään osaan. Hubble-teleskooppia ja Keck-observatorion teleskooppia käyttävä kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä on kuitenkin löytänyt spektroskooppisilla menetelmillä vielä kauempana olevan galaksin, joka jakaa kuvan. Linssin IRC 0218 löytö ja analyysi julkaistiin Astrophysical Journal Lettersissa 23. kesäkuuta 2014.

Teoria

Gravitaatiolinssiä voidaan pitää tavallisena linssinä, mutta vain asennosta riippuvaisella taitekertoimella. Sitten kaikkien mallien yleinen yhtälö voidaan kirjoittaa seuraavasti [13] :

missä η  on lähdekoordinaatti, ξ  on etäisyys linssin keskustasta taitepisteeseen ( iskuparametri ) linssin tasossa, D s , D d  ovat etäisyydet havainnoijasta lähteeseen ja vastaavasti linssiin, D ds  on linssin ja lähteen välinen etäisyys, α  on kulman poikkeama laskettuna kaavalla:

missä Σ  on pintatiheys, jota pitkin säde "liuku". Jos merkitsemme ominaispituutta linssin tasossa ξ 0 ja vastaavaa arvoa lähdetasossa η 0 = ξ 0 D s / D l , ja otamme käyttöön vastaavat dimensiottomat vektorit x = ξ/ξ 0 ja y = η /η 0 , niin linssiyhtälö voidaan kirjoittaa seuraavassa muodossa:

Sitten, jos otamme käyttöön funktion nimeltä Fermat-potentiaali, voimme kirjoittaa yhtälön seuraavasti [13] :

Kuvien välinen aikaviive kirjoitetaan yleensä myös Fermat-potentiaalilla [13] :

Joskus on kätevää valita asteikko ξ 0 = D l , jolloin x ja y  ovat kuvan ja lähteen kulma-asento, vastaavasti.

Muistiinpanot

  1. ↑ Bernard F. Schutz. Ensimmäinen yleisen suhteellisuusteorian kurssi . kuvitettu, herdruk. - Cambridge University Press, 1985. - s. 295. - ISBN 978-0-521-27703-7 . Arkistoitu 10. heinäkuuta 2020 Wayback Machinessa
  2. ↑ Wolfgang Rindler. Suhteellisuusteoria: erityinen, yleinen ja kosmologinen . – 2. - OUP Oxford, 2006. - S. 21. - ISBN 978-0-19-152433-2 . Arkistoitu 9. tammikuuta 2022 Wayback Machineen Ote sivusta 21 Arkistoitu 9. tammikuuta 2022 Wayback Machinessa
  3. ↑ Gabor Kunstatter. Yleinen suhteellisuusteoria ja suhteellisuudentajuinen astrofysiikka – 4. Kanadan konferenssin  julkaisuja / Gabor Kunstatter, Jeffrey G Williams, DE Vincent. - World Scientific, 1992. - S. 100. - ISBN 978-981-4554-87-9 . Arkistoitu 4. huhtikuuta 2022 Wayback Machineen Ote sivulta 100 Arkistoitu 4. huhtikuuta 2022 Wayback Machinessa
  4. ↑ Pekka Teerikorpi. Kehittynyt maailmankaikkeus ja elämän synty: kosmisten juuriemme etsintä  / Pekka Teerikorpi, Mauri Valtonen, K. Lehto … [ ja muut ] . - kuvitettu. - Springer Science & Business Media, 2008. - S. 165. - ISBN 978-0-387-09534-9 . Arkistoitu 4. huhtikuuta 2022 Wayback Machineen Ote sivusta 165 Arkistoitu 4. huhtikuuta 2022 Wayback Machinessa
  5. ↑ Dominik M. Mikrolinssivalokäyrien teoria ja käytäntö laskossingulariteettien ympärillä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 2004. - Voi. 353.- Iss. 1 . - s. 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 Gravitational Lensingin varhainen historia (14. helmikuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2008.
  9. ↑ Gravitaatiolinssien lyhyt historia - Einstein Online . www.einstein-online.info _ Käyttöpäivä: 29. kesäkuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 1. heinäkuuta 2016.
  10. ↑ Brill D. Black Hole Horizons and How They Begin Arkistoitu 16. syyskuuta 2014 Wayback Machinessa , Astronomical Review (2012); Online-artikkeli, lainattu syyskuussa 2012.]
  11. ↑ Melia F. Galaktinen supermassiivinen musta aukko. - Princeton University Press , 2007. - S. 255-256. - ISBN 0-691-13129-5 .
  12. ↑ Refregier A. Heikko painovoimalinssi suuren mittakaavan rakenteen  takia //  Vuosikatsaus tähtitieteestä ja astrofysiikasta. - Annual Reviews , 2003. - Vol. 41 , iss. 1 . - s. 645-668 . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.111302.102207 . - . — arXiv : astro-ph/0307212 .
  13. ↑ 1 2 3 Zakharov A.F. Gravitaatiolinssit ja mikrolinssit. - M. : Janus-K, 1997. - ISBN 5-88929-037-1 .

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat