Gravitační čočka je rozložení hmoty (například kupa galaxií) mezi vzdáleným zdrojem světla, který je schopen ohýbat záření z družice, procházející směrem k pozorovateli, a pozorovatele. Tento efekt je známý jako gravitační čočka a velikost ohybu je jednou z předpovědí Alberta Einsteina v obecné teorii relativity. Klasická fyzika také mluví o ohybu světla, ale to je jen polovina toho, o čem mluví obecná teorie relativity.
Tvůrce
Přestože Einstein provedl nepublikované výpočty na toto téma v roce 1912, Orest Chwolson (1924) a František Link (1936) jsou obecně považováni za první, kdo formuloval účinek gravitační čočky. Stále je však častěji spojován s Einsteinem, který publikoval článek v roce 1936.
Potvrzení teorie
Fritz Zwicky v roce 1937 navrhl, že tento efekt by mohl umožnit kupám galaxií působit jako gravitační čočky. Teprve v roce 1979 byl tento jev potvrzen pozorováním kvasaru Twin QSO SBS 0957 + 561.
Popis
Na rozdíl od optické čočky vytváří gravitační čočka maximální výchylku světla, které prochází nejblíže jejímu středu. A minimum té, která sahá dál. Gravitační čočka tedy nemá jediné ohnisko, ale má přímku. Tento termín v souvislosti s vychylováním světla poprvé použil O. J. Lodge. Poznamenal, že „je nepřijatelné říkat, že gravitační čočka Slunce působí tímto způsobem, protože hvězda nemá ohniskovou vzdálenost.“
Pokud zdroj, hmotný objekt a pozorovatel leží v přímce, zdroj světla se bude jevit jako prstenec kolem hmoty. Pokud dojde k nějakému posunu, lze místo něj vidět pouze segment. Tato gravitační čočka byla poprvé zmíněna v roce 1924 v Petrohradu fyzikem Orestem Khvolsonem a kvantitativně ji vypracoval Albert Einstein v roce 1936. Obecně se v literatuře označují jako Albertovy prstence, protože první se nezabývaly tokem nebo poloměrem obrazu.
Pokud je hmota čočky složitá (jako je skupina galaxií nebo kupa) a nezpůsobuje sférické zkreslení časoprostoru, zdroj bude připomínatčástečné oblouky rozptýlené kolem čočky. Pozorovatel pak může vidět více obrázků stejného objektu se změněnou velikostí. Jejich počet a tvar závisí na vzájemné poloze a také na simulaci gravitačních čoček.
Tři třídy
1. Silná čočka.
Tam, kde jsou snadno viditelná zkreslení, jako je tvorba Einsteinových prstenců, oblouků a více obrazů.
2. Slabá čočka.
Kde je změna zdrojů pozadí mnohem menší a lze ji detekovat pouze statistickou analýzou velkého počtu objektů, aby bylo možné nalézt pouze několik procent koherentních dat. Čočka statisticky ukazuje, jak je preferované roztažení podkladových materiálů kolmé ke směru ke středu. Měřením tvaru a orientace velkého počtu vzdálených galaxií lze jejich umístění zprůměrovat a změřit tak posun pole čočky v jakékoli oblasti. To lze zase použít k rekonstrukci rozložení hmoty: zejména lze rekonstruovat separaci pozadí temné hmoty. Vzhledem k tomu, že galaxie jsou ze své podstaty eliptické a slabý signál gravitační čočky je malý, musí být v těchto studiích použito velmi velké množství galaxií. Slabá data objektivu se musí pečlivě vyhýbat řadě důležitých zdrojů zkreslení: vnitřnímu tvaru, tendenci zkreslovat funkci bodového rozptylu kamery a schopnosti atmosférického vidění měnit snímky.
Výsledky těchtostudie jsou důležité pro hodnocení gravitačních čoček ve vesmíru, aby lépe porozuměly a zlepšily model Lambda-CDM a poskytly kontrolu konzistence dalších pozorování. Mohou také představovat důležité budoucí omezení temné energie.
3. Mikročočka.
Kde není vidět žádné zkreslení tvaru, ale množství světla přijatého z objektu na pozadí se v průběhu času mění. Objektem čočky mohou být hvězdy v Mléčné dráze a zdrojem pozadí jsou kuličky ve vzdálené galaxii nebo v jiném případě ještě vzdálenější kvasar. Efekt je malý, takže i galaxie s hmotností větší než 100 miliardkrát větší než Slunce by vytvořila více snímků oddělených pouze několika úhlovými sekundami. Galaktické kupy mohou produkovat separace minut. V obou případech jsou zdroje poměrně daleko, mnoho stovek megaparseků od našeho vesmíru.
Časová zpoždění
Gravitační čočky působí stejně na všechny typy elektromagnetického záření, nejen na viditelné světlo. Slabé efekty jsou studovány jak pro kosmické mikrovlnné pozadí, tak pro galaktické studie. Silné čočky byly také pozorovány v režimu rádia a rentgenu. Pokud takový objekt vytváří více obrázků, bude mezi těmito dvěma cestami existovat relativní časové zpoždění. To znamená, že na jedné čočce bude popis pozorován dříve než na druhé.
Tři typy objektů
1. Hvězdy, zbytky, hnědí trpaslíci aplanety.
Když objekt v Mléčné dráze prochází mezi Zemí a vzdálenou hvězdou, zaostří a zesílí světlo pozadí. Několik událostí tohoto typu bylo pozorováno ve Velkém Magellanově mračnu, malém vesmíru poblíž Mléčné dráhy.
2. Galaxie.
Masivní planety mohou také fungovat jako gravitační čočky. Světlo ze zdroje za vesmírem je ohnuto a zaostřeno, aby vytvořilo obrazy.
3. Kupy galaxií.
Hmotný objekt může vytvářet obrazy vzdáleného objektu ležícího za ním, obvykle ve formě protažených oblouků - sektoru Einsteinova prstence. Clusterové gravitační čočky umožňují pozorovat svítidla, která jsou příliš vzdálená nebo příliš slabá na to, aby byla vidět. A protože dívat se na velké vzdálenosti znamená dívat se do minulosti, lidstvo má přístup k informacím o raném vesmíru.
čočka sluneční gravitace
Albert Einstein v roce 1936 předpověděl, že paprsky světla ve stejném směru jako okraje hlavní hvězdy se sblíží do ohniska ve vzdálenosti asi 542 AU. Sonda tak daleko (nebo více) od Slunce ji tedy může použít jako gravitační čočku ke zvětšení vzdálených objektů na opačné straně. Umístění sondy lze posunout podle potřeby pro výběr různých cílů.
Drake Probe
Tato vzdálenost je daleko za pokrokem a schopnostmi zařízení vesmírných sond, jako je Voyager 1, a za hranicemi známých planet, i když po tisíciletíSedna se na své vysoce eliptické dráze posune dále. Vysoký zisk pro potenciální detekci signálů přes tuto čočku, jako jsou mikrovlny na 21 cm vodíkové lince, vedl Franka Drakea v počátcích SETI ke spekulacím, že by sonda mohla být vyslána tak daleko. Víceúčelový SETISAIL a později FOCAL navrhla ESA v roce 1993.
Ale jak se dalo očekávat, je to obtížný úkol. Pokud sonda projde 542 AU, možnosti zvětšení objektivu budou nadále fungovat na delší vzdálenosti, protože paprsky, které se dostanou do ohniska na větší vzdálenosti, putují dále od zkreslení sluneční koróny. Kritiku tohoto konceptu podal Landis, který diskutoval o problémech, jako je interference, velké zvětšení cíle, které by znesnadnilo návrh ohniskové roviny mise, a analýza vlastní sférické aberace čočky.
