Гравитациялык линза – спутниктен келген нурланууну ийип, көрүүчүнү көздөй өтүп, байкоочу менен алыскы жарык булагынын ортосундагы материянын бөлүштүрүлүшү (мисалы, галактикалар кластери). Бул эффект гравитациялык линзалоо деп аталат жана ийилүүнүн көлөмү Альберт Эйнштейндин жалпы салыштырмалуулук боюнча божомолдорунун бири. Классикалык физика жарыктын ийилишин да айтат, бирок бул жалпы салыштырмалуулук теориясынын жарымы гана.
Жаратуучу
Эйнштейн 1912-жылы бул темада жарыяланбаган эсептөөлөрдү жүргүзсө да, Орест Чволсон (1924) жана Франтишек Линк (1936) гравитациялык линзанын таасирин биринчилерден болуп ачыктаган деп эсептелет. Бирок, ал дагы эле 1936-жылы макала жарыялаган Эйнштейн менен көбүрөөк байланышта.
Теорияны ырастоо
Фриц Цвики 1937-жылы бул эффект галактика кластерлерине гравитациялык линза катары иштөөгө мүмкүндүк берерин айткан. 1979-жылы гана бул кубулуш Twin QSO SBS 0957 + 561 квазарынын байкоосу менен тастыкталган.
Сыпаттама
Оптикалык линзадан айырмаланып, гравитациялык линза анын борборуна эң жакын өткөн жарыктын максималдуу кыйшаюусун жаратат. Ал эми андан ары узартылган биринин минимуму. Демек, гравитациялык линзанын бир да фокустук чекити жок, бирок сызыгы бар. Жарыктын бурулуу контекстиндеги бул терминди биринчи жолу О. Дж. Лодж. Ал белгилегендей, "күндүн гравитациялык линзасы ушундайча иштейт деп айтууга болбойт, анткени жылдыздын фокус аралыгы жок."
Эгер булак, массивдик объект жана байкоочу түз сызыкта жатса, жарык булагы заттын айланасында шакекче болуп көрүнөт. Эгерде кандайдыр бир офсет бар болсо, анын ордуна сегментти гана көрүүгө болот. Бул гравитациялык линза биринчи жолу 1924-жылы Санкт-Петербургда физик Орест Хволсон тарабынан айтылган жана 1936-жылы Альберт Эйнштейн тарабынан сандык жактан иштелип чыккан. Адабиятта көбүнчө Альберт шакекчелери деп аталат, анткени биринчиси агымга же сүрөттүн радиусуна тиешеси жок болчу.
Көбүнчө линзалоо массасы татаал болгондо (мисалы, галактикалар тобу же кластер) жана мейкиндик-убакыттын сфералык бурмаланышына алып келбегенде, булак окшош болотлинзанын айланасында чачыраган жарым-жартылай жаалар. Анда байкоочу бир эле объекттин бир нече өлчөмүн өзгөрткөн сүрөттөрүн көрө алат. Алардын саны жана формасы салыштырмалуу абалына, ошондой эле гравитациялык линзаларды моделдөөсүнө жараша болот.
Үч класс
1. Күчтүү линза.
Эйнштейн шакекчелеринин, догалардын жана бир нече сүрөттөрдүн пайда болушу сыяктуу оңой көрүнгөн бурмалоолор бар жерлерде.
2. Алсыз линза.
Фондук булактардын өзгөрүүсү алда канча азыраак жана көп сандагы объекттердин статистикалык анализи аркылуу гана аныкталып, бир нече пайыздык ырааттуу маалыматтарды табууга болот. Объектив фон материалдарынын артыкчылыктуу созулушу борборду көздөй багытка перпендикуляр экенин статистикалык түрдө көрсөтөт. Көптөгөн алыскы галактикалардын формасын жана ориентациясын өлчөө менен, алардын жайгашкан жерлерин каалаган аймакта линзалоо талаасынын жылышын өлчөө үчүн орточо эсепке алууга болот. Бул, өз кезегинде, массалык бөлүштүрүүнү кайра куруу үчүн колдонулушу мүмкүн: атап айтканда, караңгы заттын фондук бөлүнүшүн кайра курууга болот. Галактикалар эллиптикалык мүнөзгө ээ жана алсыз гравитациялык линзалоо сигналы аз болгондуктан, бул изилдөөлөрдө галактикалардын өтө көп санда колдонулушу керек. Алсыз линза дайындары бир катар маанилүү бурмалоо булактарынан этияттык менен качышы керек: ички форма, камеранын чекитинин жайылышы функциясынын бурмалоо тенденциясы жана атмосфералык көрүүнүн сүрөттөрдү өзгөртүү мүмкүнчүлүгү.
Булардын натыйжаларыизилдөөлөр Lambda-CDM моделин жакшыраак түшүнүү жана өркүндөтүү жана башка байкоолордун ырааттуулугун текшерүү үчүн космостогу гравитациялык линзаларды баалоо үчүн маанилүү. Алар ошондой эле караңгы энергияга келечектеги маанилүү чектөөлөрдү бериши мүмкүн.
3. Микролинза.
Формада эч кандай бурмалоо көрүнбөгөн, бирок фон объектисинен алынган жарыктын көлөмү убакыттын өтүшү менен өзгөргөн жерде. Линзанын объектиси Саманчынын жолундагы жылдыздар болушу мүмкүн, ал эми фондун булагы - алыскы галактикадагы шарлар же башка учурда андан да алыскы квазар. Эффект кичинекей болгондуктан, массасы Күндөн 100 миллиард эсе чоң болгон галактика да бир-эки эле секундага бөлүнгөн бир нече сүрөттү жаратат. Галактикалык кластерлер мүнөттөрдүн бөлүнүшүн жаратышы мүмкүн. Эки учурда тең булактар бир топ алыс, биздин ааламдан жүздөгөн мегапарсек.
Убакыт кечигүүлөрү
Гравитивдүү линзалар көрүнгөн жарыкка эле эмес, электромагниттик нурлануунун бардык түрлөрүнө бирдей таасир этет. Алсыз эффекттер космостук микротолкундуу фон үчүн да, галактикалык изилдөөлөр үчүн да изилденет. Күчтүү линзалар радио жана рентген режимдеринде да байкалган. Мындай объект бир нече сүрөттөрдү чыгарса, эки жолдун ортосунда салыштырмалуу убакыт кечигүү болот. Башкача айтканда, бир объективде сүрөттөмө экинчисине караганда эртерээк байкалат.
Объекттердин үч түрү
1. Жылдыздар, калдыктар, күрөң эргежээлдер жанапланеталар.
Саманчынын жолундагы объект Жер менен алыскы жылдыздын ортосунан өткөндө, фокусталат жана фон жарыгын күчөтөт. Мындай түрдөгү бир нече окуялар Саманчынын жолунун жанындагы кичинекей аалам болгон Чоң Магеллан булутунда байкалган.
2. Галактикалар.
Массалык планеталар гравитациялык линзалар катары да иштей алат. Ааламдын артындагы булактан келген жарык ийилип, сүрөттөрдү жаратууга багытталган.
3. Галактика кластерлери.
Массалык объект анын артында жаткан алыскы объекттин сүрөттөрүн түзө алат, адатта созулган жаалар түрүндө - Эйнштейн шакекчесинин сектору. Кластердик гравитациялык линзалар көзгө көрүнбөй турган өтө алыс же өтө алсыз жарыктарды байкоого мүмкүндүк берет. Ал эми алыскы аралыктарды кароо өткөнгө көз чаптырууну билдиргендиктен, адамзат алгачкы аалам тууралуу маалыматка ээ.
Күн тартылуу линзасы
Альберт Эйнштейн 1936-жылы негизги жылдыздын четтери менен бирдей багыттагы жарык нурлары болжол менен 542 AU фокусуна жакындайт деп болжолдогон. Ошентип, Күндөн алыс (же андан да көп) бир зонд аны карама-каршы тараптагы алыскы объектилерди чоңойтуу үчүн гравитациялык линза катары колдоно алат. Зонддун жайгашкан жери ар кандай буталарды тандоо үчүн зарылчылыкка жараша жылдырылышы мүмкүн.
Дрейк зонд
Бул аралык Voyager 1 сыяктуу космостук зонд жабдыктарынын жетишкендиктеринен жана мүмкүнчүлүктөрүнөн жана белгилүү планеталардан алыс, бирок миңдеген жылдар боюСедна өзүнүн жогорку эллиптикалык орбитасында ары карай жылат. 21 см суутек линиясындагы микротолкундар сыяктуу бул линза аркылуу потенциалдуу сигналдарды аныктоо үчүн жогорку пайда Фрэнк Дрейкти SETIнин алгачкы күндөрүндө зонд ушунчалык алыска жөнөтүлүшү мүмкүн деп божомолдоого алып келди. Көп максаттуу SETISAIL жана кийинчерээк FOCAL 1993-жылы ESA тарабынан сунушталган.
Бирок күтүлгөндөй, бул кыйын иш. Эгерде зонд 542 AU өтүп кетсе, объектинин чоңойтуу мүмкүнчүлүктөрү көбүрөөк аралыкта иштей берет, анткени чоңураак аралыкта фокуска түшкөн нурлар күн коронасынын бурмаланышынан алыстап кетет. Бул концепцияны сынга алган Лэндис интерференция, миссиянын фокалдык тегиздигин долбоорлоону кыйындата турган жогорку максаттуу чоңойтуу жана линзанын өзүнүн сфералык аберрациясын талдоо сыяктуу маселелерди талкуулады.
