En gravitationslinse er en fordeling af stof (f.eks. en galaksehob) mellem en fjern lyskilde, som er i stand til at bøje udstrålingen fra satellitten, passere mod beskueren og iagttageren. Denne effekt er kendt som gravitationslinser, og mængden af bøjning er en af Albert Einsteins forudsigelser i den generelle relativitetsteori. Klassisk fysik taler også om lysets bøjning, men det er kun halvdelen af det, almen relativitetsteori taler om.
Creator
Selvom Einstein lavede upublicerede beregninger om dette emne i 1912, anses Orest Chwolson (1924) og František Link (1936) generelt for at være de første til at artikulere effekten af gravitationslinsen. Han er dog stadig mere almindeligt forbundet med Einstein, som udgav et papir i 1936.
Bekræftelse af teorien
Fritz Zwicky foreslog i 1937, at denne effekt kunne tillade galaksehobe at fungere som en gravitationslinse. Først i 1979 blev dette fænomen bekræftet af observationen af kvasaren Twin QSO SBS 0957 + 561.
Description
I modsætning til en optisk linse producerer en gravitationslinse den maksimale afbøjning af lys, der passerer tættest på dens centrum. Og minimum af den, der rækker længere. Derfor har en gravitationslinse ikke et enkelt brændpunkt, men har en linje. Dette udtryk i forbindelse med lysafbøjning blev først brugt af O. J. Lodge. Han bemærkede, at "det er uacceptabelt at sige, at solens gravitationslinse virker på denne måde, da stjernen ikke har en brændvidde."
Hvis kilden, det massive objekt og observatøren ligger i en lige linje, vil kildelyset fremstå som en ring omkring stof. Hvis der er nogen forskydning, kan kun segmentet ses i stedet for. Denne gravitationslinse blev første gang nævnt i 1924 i St. Petersborg af fysikeren Orest Khvolson og kvantitativt udarbejdet af Albert Einstein i 1936. Generelt omt alt i litteraturen som Albert-ringe, da førstnævnte ikke var optaget af flow eller billedradius.
Oftest, når linsemassen er kompleks (såsom en gruppe af galakser eller en klynge) og ikke forårsager en sfærisk forvrængning af rum-tid, vil kilden lignedelvise buer spredt rundt om linsen. Observatøren kan derefter se flere billeder af det samme objekt i ændret størrelse. Deres antal og form afhænger af den relative position såvel som af simuleringen af gravitationslinser.
Tre klasser
1. Stærk linse.
Hvor der er let synlige forvrængninger, såsom dannelsen af Einstein-ringe, buer og flere billeder.
2. Svag linse.
Hvor ændringen i baggrundskilder er meget mindre og kun kan detekteres ved statistisk analyse af et stort antal objekter for kun at finde nogle få procent sammenhængende data. Linsen viser statistisk, hvordan den foretrukne strækning af baggrundsmaterialerne er vinkelret på retningen mod midten. Ved at måle formen og orienteringen af et stort antal fjerne galakser, kan deres placeringer beregnes i gennemsnit for at måle linsefeltforskydning i ethvert område. Dette kan igen bruges til at rekonstruere massefordelingen: især baggrundsadskillelsen af mørkt stof kan rekonstrueres. Da galakser i sagens natur er elliptiske, og det svage gravitationslinsesignal er lille, skal der bruges meget store antal galakser i disse undersøgelser. Svage linsedata skal omhyggeligt undgå en række vigtige kilder til bias: intern form, tendensen af kameraets punktspredningsfunktion til at forvrænge og atmosfærisk syns evne til at ændre billeder.
Resultaterne af disseundersøgelser er vigtige for at evaluere gravitationslinser i rummet for bedre at forstå og forbedre Lambda-CDM-modellen og for at give en konsistenskontrol af andre observationer. De kan også udgøre en vigtig fremtidig begrænsning for mørk energi.
3. Mikrolinser.
Hvor ingen forvrængning er synlig i formen, men mængden af lys modtaget fra baggrundsobjektet ændrer sig over tid. Objektet for objektivering kan være stjerner i Mælkevejen, og kilden til baggrunden er bolde i en fjern galakse eller i et andet tilfælde en endnu fjernere kvasar. Effekten er lille, så selv en galakse med en masse større end 100 milliarder gange Solens masse ville producere flere billeder adskilt af kun et par buesekunder. Galaktiske klynger kan producere adskillelser på minutter. I begge tilfælde er kilderne ret langt væk, mange hundrede megaparsecs fra vores univers.
Tidsforsinkelser
Gravity-linser virker ligeligt på alle typer elektromagnetisk stråling, ikke kun synligt lys. Svage effekter studeres både for den kosmiske mikrobølgebaggrund og for galaktiske studier. Stærke linser blev også observeret i radio- og røntgentilstande. Hvis et sådant objekt producerer flere billeder, vil der være en relativ tidsforsinkelse mellem de to stier. Det vil sige, på den ene linse vil beskrivelsen blive observeret tidligere end på den anden.
Tre typer objekter
1. Stjerner, rester, brune dværge ogplaneter.
Når et objekt i Mælkevejen passerer mellem Jorden og en fjern stjerne, vil det fokusere og intensivere baggrundslyset. Adskillige begivenheder af denne type er blevet observeret i den store magellanske sky, et lille univers nær Mælkevejen.
2. Galakser.
Massive planeter kan også fungere som gravitationslinser. Lys fra en kilde bag universet bøjes og fokuseres for at skabe billeder.
3. Galaksehobe.
Et massivt objekt kan skabe billeder af et fjernt objekt, der ligger bagved det, norm alt i form af strakte buer - en sektor af Einstein-ringen. Cluster gravitationslinser gør det muligt at observere armaturer, der er for langt væk eller for svage til at kunne ses. Og da at se på lange afstande betyder at se ind i fortiden, har menneskeheden adgang til information om det tidlige univers.
Solar gravity linse
Albert Einstein forudsagde i 1936, at lysstråler i samme retning som hovedstjernens kanter ville konvergere til et fokus på omkring 542 AU. Så en sonde, der er langt (eller mere) fra Solen, kan bruge den som en gravitationslinse til at forstørre fjerne objekter på den modsatte side. Sondens placering kan flyttes efter behov for at vælge forskellige mål.
Drake Probe
Denne afstand er langt ud over avancementet og kapaciteten af rumsondeudstyr såsom Voyager 1 og hinsides kendte planeter, skønt i årtusinderSedna vil bevæge sig længere i sin stærkt elliptiske bane. Den høje forstærkning til potentielt at detektere signaler gennem denne linse, såsom mikrobølger på en 21 cm brintlinje, fik Frank Drake til at spekulere i SETIs tidlige dage om, at en sonde kunne sendes så langt. Den multifunktionelle SETISAIL og senere FOCAL blev foreslået af ESA i 1993.
Men som forventet er dette en vanskelig opgave. Hvis sonden passerer 542 AU, vil objektivets forstørrelsesevner fortsætte med at fungere på længere afstande, da stråler, der kommer i fokus på større afstande, rejser længere væk fra solkorona-forvrængningen. En kritik af dette koncept blev givet af Landis, som diskuterede emner som interferens, høj målforstørrelse, der ville gøre det vanskeligt at designe missionens brændplan, og analyse af objektivets egen sfæriske aberration.
