Një lente gravitacionale është një shpërndarje e materies (për shembull, një grumbull galaktikash) midis një burimi drite të largët, i cili është në gjendje të përkulë rrezatim nga sateliti, që kalon drejt shikuesit dhe vëzhguesit. Ky efekt njihet si lente gravitacionale, dhe sasia e përkuljes është një nga parashikimet e Albert Ajnshtajnit në relativitetin e përgjithshëm. Fizika klasike flet gjithashtu për përkuljen e dritës, por kjo është vetëm gjysma e asaj për të cilën flet relativiteti i përgjithshëm.
Krijuesi
Megjithëse Ajnshtajni bëri llogaritje të pabotuara mbi këtë temë në vitin 1912, Orest Chwolson (1924) dhe František Link (1936) përgjithësisht konsiderohen të parët që artikuluan efektin e thjerrëzave gravitacionale. Megjithatë, ai është akoma më shpesh i lidhur me Ajnshtajnin, i cili botoi një punim në vitin 1936.
Konfirmimi i teorisë
Fritz Zwicky sugjeroi në vitin 1937 se ky efekt mund të lejonte grupimet e galaktikave të veprojnë si një lente gravitacionale. Vetëm në vitin 1979, ky fenomen u konfirmua nga vëzhgimi i kuazarit Twin QSO SBS 0957 + 561.
Përshkrim
Ndryshe nga një lente optike, një lente gravitacionale prodhon devijimin maksimal të dritës që kalon më afër qendrës së saj. Dhe minimumi i atij që shtrihet më tej. Prandaj, një lente gravitacionale nuk ka një pikë të vetme fokale, por ka një vijë. Ky term në kontekstin e devijimit të dritës u përdor për herë të parë nga O. J. Lozhë. Ai vuri në dukje se "është e papranueshme të thuhet se thjerrëza gravitacionale e diellit vepron në këtë mënyrë, pasi ylli nuk ka një gjatësi fokale."
Nëse burimi, objekti masiv dhe vëzhguesi shtrihen në një vijë të drejtë, drita burimore do të shfaqet si një unazë rreth materies. Nëse ka ndonjë kompensim, në vend të kësaj mund të shihet vetëm segmenti. Kjo lente gravitacionale u përmend për herë të parë në 1924 në Shën Petersburg nga fizikani Orest Khvolson dhe u përpunua në mënyrë sasiore nga Albert Einstein në 1936. Përgjithësisht i referuar në literaturë si unazat e Albertit, pasi i pari nuk kishte të bënte me rrjedhën ose rrezen e imazhit.
Më shpesh, kur masa e lenteve është komplekse (si një grup galaktikash ose një grumbull) dhe nuk shkakton një shtrembërim sferik të hapësirë-kohës, burimi do t'i ngjajëharqe të pjesshme të shpërndara rreth thjerrëzës. Më pas, vëzhguesi mund të shohë imazhe të shumëfishta të ndryshuara në madhësi të të njëjtit objekt. Numri dhe forma e tyre varen nga pozicioni relativ, si dhe nga simulimi i lenteve gravitacionale.
Tre klasa
1. Lente e fortë.
Aty ku ka shtrembërime lehtësisht të dukshme, të tilla si formimi i unazave të Ajnshtajnit, harqeve dhe imazheve të shumta.
2. Lente e dobët.
Ku ndryshimi në burimet e sfondit është shumë më i vogël dhe mund të zbulohet vetëm nga analiza statistikore e një numri të madh objektesh për të gjetur vetëm disa për qind të dhëna koherente. Lente tregon statistikisht se si shtrirja e preferuar e materialeve të sfondit është pingul me drejtimin drejt qendrës. Duke matur formën dhe orientimin e një numri të madh galaktikash të largëta, vendndodhjet e tyre mund të mesatarizohen për të matur zhvendosjen e fushës së lenteve në çdo rajon. Kjo, nga ana tjetër, mund të përdoret për të rindërtuar shpërndarjen e masës: në veçanti, ndarja e sfondit të materies së errët mund të rindërtohet. Meqenëse galaktikat janë në thelb eliptike dhe sinjali i dobët i lenteve gravitacionale është i vogël, një numër shumë i madh galaktikash duhet të përdoren në këto studime. Të dhënat e dobëta të lenteve duhet të shmangin me kujdes një sërë burimesh të rëndësishme paragjykimi: forma e brendshme, prirja e funksionit të përhapjes së pikës së kamerës për të shtrembëruar dhe aftësia e shikimit atmosferik për të ndryshuar imazhet.
Rezultatet e këtyrestudimet janë të rëndësishme për vlerësimin e lenteve gravitacionale në hapësirë për të kuptuar dhe përmirësuar më mirë modelin Lambda-CDM dhe për të siguruar një kontroll të qëndrueshmërisë në vëzhgimet e tjera. Ato gjithashtu mund të ofrojnë një kufizim të rëndësishëm në të ardhmen për energjinë e errët.
3. Mikrolenzimi.
Aty ku asnjë shtrembërim nuk është i dukshëm në formë, por sasia e dritës së marrë nga objekti i sfondit ndryshon me kalimin e kohës. Objekti i lensimit mund të jenë yjet në Rrugën e Qumështit dhe burimi i sfondit janë topa në një galaktikë të largët ose, në një rast tjetër, një kuazar edhe më i largët. Efekti është i vogël, kështu që edhe një galaktikë me një masë më të madhe se 100 miliardë herë më e madhe se e Diellit do të prodhonte imazhe të shumta të ndara me vetëm disa sekonda harkore. Grupet galaktike mund të prodhojnë ndarje minutash. Në të dyja rastet, burimet janë mjaft larg, shumë qindra megaparseks nga universi ynë.
Vonesë kohore
Lentet e gravitetit veprojnë në mënyrë të barabartë në të gjitha llojet e rrezatimit elektromagnetik, jo vetëm në dritën e dukshme. Efektet e dobëta studiohen si për sfondin kozmik të mikrovalës ashtu edhe për studimet galaktike. Lente të forta u vunë re gjithashtu në modalitetet e radios dhe rrezeve X. Nëse një objekt i tillë prodhon imazhe të shumta, do të ketë një vonesë kohore relative midis dy shtigjeve. Kjo do të thotë, në një lente, përshkrimi do të vërehet më herët se në tjetrin.
Tre lloje objektesh
1. Yjet, mbetjet, xhuxhët kafe dheplanetet.
Kur një objekt në Rrugën e Qumështit kalon midis Tokës dhe një ylli të largët, ai do të fokusohet dhe do të intensifikojë dritën e sfondit. Disa ngjarje të këtij lloji janë vërejtur në Renë e Madhe të Magelanit, një univers i vogël pranë Rrugës së Qumështit.
2. Galaktikat.
Planetet masivë mund të veprojnë gjithashtu si lente gravitacionale. Drita nga një burim prapa universit përkulet dhe fokusohet për të krijuar imazhe.
3. Grupimet e galaktikave.
Një objekt masiv mund të krijojë imazhe të një objekti të largët të shtrirë pas tij, zakonisht në formën e harqeve të shtrirë - një sektor i unazës së Ajnshtajnit. Lentet gravitacionale të grumbullimit bëjnë të mundur vëzhgimin e ndriçuesve që janë shumë larg ose shumë të zbehtë për t'u parë. Dhe meqenëse shikimi në distanca të gjata do të thotë të shikosh në të kaluarën, njerëzimi ka akses në informacione rreth universit të hershëm.
Lente e gravitetit diellor
Albert Einstein parashikoi në vitin 1936 se rrezet e dritës në të njëjtin drejtim si skajet e yllit kryesor do të konvergojnë në një fokus në rreth 542 AU. Pra, një sondë aq larg (ose më shumë) nga Dielli mund ta përdorë atë si një lente gravitacionale për të zmadhuar objektet e largëta në anën e kundërt. Vendndodhja e sondës mund të zhvendoset sipas nevojës për të zgjedhur objektiva të ndryshëm.
Sonda Drake
Kjo distancë është shumë përtej avancimit dhe aftësisë së pajisjeve të sondës hapësinore si Voyager 1, dhe përtej planetëve të njohur, megjithëse për mijëvjeçarëSedna do të lëvizë më tej në orbitën e saj shumë eliptike. Përfitimi i lartë për zbulimin potencial të sinjaleve përmes kësaj lente, të tilla si mikrovalët në një linjë hidrogjeni 21 cm, bëri që Frank Drake të spekulonte në ditët e para të SETI se një sondë mund të dërgohej aq larg. SETISAIL me shumë qëllime dhe më vonë FOCAL u propozuan nga ESA në 1993.
Por siç pritej, kjo është një detyrë e vështirë. Nëse sonda kalon 542 AU, aftësitë e zmadhimit të objektivit do të vazhdojnë të funksionojnë në distanca më të gjata, pasi rrezet që vijnë në fokus në distanca më të mëdha udhëtojnë më larg nga shtrembërimi i koronës diellore. Një kritikë ndaj këtij koncepti u dha nga Landis, i cili diskutoi çështje të tilla si ndërhyrja, zmadhimi i lartë i objektivit që do ta bënte të vështirë hartimin e planit fokal të misionit dhe analizën e devijimit sferik të vetë lenteve.
