Yerçekimi merceği, uydudan gelen ışığı bükebilen, izleyiciye doğru geçen uzak bir ışık kaynağı ve gözlemci arasındaki maddenin (örneğin bir gökada kümesi) dağılımıdır. Bu etki kütleçekimsel merceklenme olarak bilinir ve bükülme miktarı Albert Einstein'ın genel görelilikteki tahminlerinden biridir. Klasik fizik de ışığın bükülmesinden bahseder, ancak bu, genel göreliliğin bahsettiği şeyin sadece yarısıdır.
Yaratıcı
Einstein bu konuda 1912'de yayınlanmamış hesaplamalar yapmış olsa da, Orest Chwolson (1924) ve František Link (1936) genellikle yerçekimi merceğinin etkisini ilk dile getirenler olarak kabul edilir. Bununla birlikte, 1936'da bir makale yayınlayan Einstein ile hala daha sık ilişkilendiriliyor.
Teorinin doğrulanması
Fritz Zwicky 1937'de bu etkinin galaksi kümelerinin yerçekimi merceği gibi davranmasına izin verebileceğini öne sürdü. Sadece 1979'da, bu fenomen quasar Twin QSO SBS 0957 + 561'in gözlemlenmesiyle doğrulandı.
Açıklama
Bir optik merceğin aksine, yerçekimi merceği, merkezine en yakın yoldan geçen ışığın maksimum sapmasını üretir. Ve daha da genişleyenin minimumu. Bu nedenle, yerçekimi merceğinin tek bir odak noktası yoktur, ancak bir çizgisi vardır. Işık sapması bağlamında bu terim ilk olarak O. J. Pansiyon. "Yıldızın odak uzaklığı olmadığı için güneşin kütleçekimsel merceğinin bu şekilde hareket ettiğini söylemek kabul edilemez."
Kaynak, kütleli nesne ve gözlemci düz bir çizgi üzerindeyse, kaynak ışık maddenin etrafında bir halka olarak görünecektir. Herhangi bir ofset varsa, bunun yerine sadece segment görülebilir. Bu yerçekimi merceği ilk olarak 1924'te St. Petersburg'da fizikçi Orest Khvolson tarafından bahsedilmiş ve 1936'da Albert Einstein tarafından nicel olarak çalışılmıştır. Genel olarak literatürde Albert halkaları olarak anılır, çünkü ilki akış veya görüntü yarıçapı ile ilgili değildir.
Çoğunlukla, mercek kütlesi karmaşık olduğunda (bir gökada grubu veya bir küme gibi) ve uzay-zamanda küresel bir bozulmaya neden olmadığında, kaynak,merceğin etrafına dağılmış kısmi yaylar. Gözlemci daha sonra aynı nesnenin birden fazla yeniden boyutlandırılmış görüntüsünü görebilir. Sayıları ve şekilleri, yerçekimi merceklerinin simülasyonunun yanı sıra göreli konuma bağlıdır.
Üç sınıf
1. Güçlü mercekleme.
Einstein halkalarının, yayların ve çoklu görüntülerin oluşumu gibi kolayca görülebilen bozulmaların olduğu yerler.
2. Zayıf mercekleme.
Arka plan kaynaklarındaki değişikliğin çok daha küçük olduğu ve yalnızca çok sayıda nesnenin yalnızca yüzde birkaç tutarlı veri bulmak için istatistiksel analiziyle tespit edilebildiği durumlarda. Mercek, arka plan malzemelerinin tercih edilen gerilmesinin merkeze doğru yöne nasıl dik olduğunu istatistiksel olarak gösterir. Çok sayıda uzak gökadanın şeklini ve yönünü ölçerek, herhangi bir bölgedeki mercekleme alanı kaymasını ölçmek için konumlarının ortalaması alınabilir. Bu da kütle dağılımını yeniden yapılandırmak için kullanılabilir: özellikle karanlık maddenin arka plan ayrımı yeniden oluşturulabilir. Galaksiler doğal olarak eliptik olduğundan ve zayıf kütleçekimsel mercekleme sinyali küçük olduğundan, bu çalışmalarda çok fazla sayıda galaksi kullanılmalıdır. Zayıf lens verileri, bir dizi önemli yanlılık kaynağından dikkatli bir şekilde kaçınmalıdır: iç şekil, kameranın nokta yayılma işlevinin bozulma eğilimi ve atmosferik görüşün görüntüleri değiştirme yeteneği.
Bunların sonuçlarıLambda-CDM modelini daha iyi anlamak ve geliştirmek ve diğer gözlemler üzerinde tutarlılık kontrolü sağlamak için uzaydaki yerçekimi merceklerini değerlendirmek için çalışmalar önemlidir. Ayrıca karanlık enerji üzerinde önemli bir gelecek kısıtlaması sağlayabilirler.
3. Mikro mercekleme.
Şekilde herhangi bir bozulmanın görülmediği, ancak arka plan nesnesinden alınan ışık miktarının zamanla değiştiği yer. Merceklemenin nesnesi Samanyolu'ndaki yıldızlar olabilir ve arka planın kaynağı uzak bir galaksideki toplardır veya başka bir durumda daha da uzak bir kuasardır. Etkisi küçüktür, öyle ki, kütlesi Güneş'inkinden 100 milyar kat daha fazla olan bir galaksi bile, yalnızca birkaç ark saniyesi ile ayrılmış birden çok görüntü üretebilir. Galaktik kümeler dakika ayrılıkları üretebilir. Her iki durumda da kaynaklar oldukça uzakta, evrenimizden yüzlerce megaparsek.
Zaman gecikmeleri
Yerçekimi lensleri, yalnızca görünür ışıkta değil, tüm elektromanyetik radyasyon türlerinde eşit şekilde etki eder. Hem kozmik mikrodalga arka planı hem de galaktik çalışmalar için zayıf etkiler incelenmiştir. Radyo ve X-ışını modlarında da güçlü lensler gözlendi. Böyle bir nesne birden fazla görüntü üretiyorsa, iki yol arasında göreli bir zaman gecikmesi olacaktır. Yani, bir mercekte açıklama diğerinden daha erken görülecektir.
Üç tür nesne
1. Yıldızlar, kalıntılar, kahverengi cüceler vegezegenler.
Samanyolu'ndaki bir nesne Dünya ile uzak bir yıldız arasından geçtiğinde, arka plan ışığını odaklayacak ve yoğunlaştıracaktır. Samanyolu'na yakın küçük bir evren olan Büyük Macellan Bulutu'nda bu türden birkaç olay gözlemlendi.
2. Galaksiler.
Büyük gezegenler aynı zamanda yerçekimi mercekleri olarak da işlev görebilir. Evrenin arkasındaki bir kaynaktan gelen ışık bükülür ve görüntüler oluşturmak için odaklanır.
3. Galaksi kümeleri.
Büyük bir nesne, arkasında yatan uzaktaki bir nesnenin görüntülerini oluşturabilir, genellikle gerilmiş yaylar şeklinde - Einstein halkasının bir sektörü. Küme yerçekimi mercekleri, görülemeyecek kadar uzaktaki veya çok zayıf olan armatürleri gözlemlemeyi mümkün kılar. Ve uzak mesafelere bakmak geçmişe bakmak anlamına geldiği için, insanlık erken evrenle ilgili bilgilere erişebilir.
Güneş yerçekimi merceği
Albert Einstein 1936'da ana yıldızın kenarlarıyla aynı yöndeki ışık ışınlarının yaklaşık 542 AU'da bir odakta birleşeceğini tahmin etmişti. Yani Güneş'ten o kadar (veya daha fazla) uzaktaki bir sonda, karşı taraftaki uzaktaki nesneleri büyütmek için onu yerçekimi merceği olarak kullanabilir. Probun konumu, farklı hedefler seçmek için gerektiği gibi değiştirilebilir.
Drake Sondası
Bu mesafe, Voyager 1 gibi uzay sondası ekipmanlarının ilerlemesinin ve kapasitesinin çok ötesinde ve binlerce yıldır olmasına rağmen bilinen gezegenlerin ötesinde. Sedna, oldukça eliptik yörüngesinde daha da hareket edecek. 21 cm'lik bir hidrojen hattındaki mikrodalgalar gibi bu lens aracılığıyla potansiyel olarak sinyalleri algılamak için yüksek kazanç, Frank Drake'in SETI'nin ilk günlerinde bir sondanın bu kadar uzağa gönderilebileceği konusunda spekülasyon yapmasına neden oldu. Çok amaçlı SETISAIL ve daha sonra FOCAL, ESA tarafından 1993 yılında önerildi.
Fakat beklendiği gibi bu zor bir iştir. Sonda 542 AU'yu geçerse, daha büyük mesafelerde odaklanan ışınlar solar korona distorsiyonundan uzaklaştıkça, objektifin büyütme yetenekleri daha uzun mesafelerde çalışmaya devam edecektir. Bu kavramın bir eleştirisi, girişim, görevin odak düzlemini tasarlamayı zorlaştıracak yüksek hedef büyütme ve merceğin kendi küresel sapmasının analizi gibi konuları tartışan Landis tarafından yapıldı.
