Thấu kính hấp dẫn là sự phân bố vật chất (ví dụ, một cụm thiên hà) giữa một nguồn sáng ở xa, có khả năng bẻ cong bức xạ từ vệ tinh, truyền về phía người xem và người quan sát. Hiệu ứng này được gọi là thấu kính hấp dẫn, và lượng uốn cong là một trong những tiên đoán của Albert Einstein trong thuyết tương đối rộng. Vật lý cổ điển cũng nói về sự bẻ cong của ánh sáng, nhưng đó chỉ là một nửa những gì thuyết tương đối rộng nói về.
Người tạo
Mặc dù Einstein đã thực hiện các tính toán chưa được công bố về chủ đề này vào năm 1912, Orest Chwolson (1924) và František Link (1936) thường được coi là những người đầu tiên nói rõ tác dụng của thấu kính hấp dẫn. Tuy nhiên, ông vẫn thường được kết hợp với Einstein, người đã xuất bản một bài báo vào năm 1936.
Xác nhận lý thuyết
Fritz Zwicky đã đề xuất vào năm 1937 rằng hiệu ứng này có thể cho phép các cụm thiên hà hoạt động như một thấu kính hấp dẫn. Chỉ đến năm 1979, hiện tượng này mới được xác nhận khi quan sát được chuẩn tinh Twin QSO SBS 0957 + 561.
Mô tả
Không giống như thấu kính quang học, thấu kính hấp dẫn tạo ra độ lệch tối đa của ánh sáng đi gần tâm nhất của nó. Và mức tối thiểu của một trong những mở rộng hơn nữa. Do đó, một thấu kính hấp dẫn không có một tiêu điểm duy nhất, nhưng có một đường thẳng. Thuật ngữ này trong bối cảnh lệch hướng ánh sáng lần đầu tiên được sử dụng bởi O. J. Lều. Ông lưu ý rằng "không thể chấp nhận được rằng thấu kính hấp dẫn của mặt trời hoạt động theo cách này, vì ngôi sao không có tiêu cự."
Nếu nguồn, vật thể khối lượng lớn và người quan sát nằm trên một đường thẳng, ánh sáng nguồn sẽ xuất hiện dưới dạng một vòng xung quanh vật chất. Nếu có bất kỳ phần bù nào, chỉ có thể nhìn thấy phân đoạn đó. Thấu kính hấp dẫn này được nhà vật lý Orest Khvolson đề cập lần đầu tiên vào năm 1924 tại St. Petersburg và được Albert Einstein nghiên cứu định lượng vào năm 1936. Trong tài liệu thường được gọi là vòng Albert, vì trước đây không quan tâm đến dòng chảy hoặc bán kính hình ảnh.
Thông thường, khi khối lượng thấu kính phức tạp (chẳng hạn như một nhóm thiên hà hoặc một cụm) và không gây ra sự biến dạng hình cầu của không-thời gian, nguồn sẽ giốngmột phần vòng cung phân tán xung quanh thấu kính. Sau đó, người quan sát có thể nhìn thấy nhiều hình ảnh đã thay đổi kích thước của cùng một đối tượng. Số lượng và hình dạng của chúng phụ thuộc vào vị trí tương đối, cũng như sự mô phỏng của thấu kính hấp dẫn.
Ba lớp
1. Thấu kính mạnh mẽ.
Nơi có những biến dạng dễ nhìn thấy, chẳng hạn như sự hình thành các vòng, vòng cung và nhiều hình ảnh của Einstein.
2. Thấu kính yếu.
Nơi mà sự thay đổi trong các nguồn nền nhỏ hơn nhiều và chỉ có thể được phát hiện bằng cách phân tích thống kê một số lượng lớn các đối tượng để chỉ tìm thấy một vài phần trăm dữ liệu nhất quán. Thấu kính cho thấy một cách thống kê cách kéo giãn ưu tiên của các vật liệu nền vuông góc với hướng về phía trung tâm. Bằng cách đo hình dạng và định hướng của một số lượng lớn các thiên hà ở xa, vị trí của chúng có thể được tính trung bình để đo sự dịch chuyển trường thấu kính trong bất kỳ vùng nào. Điều này, đến lượt nó, có thể được sử dụng để tái tạo lại sự phân bố khối lượng: đặc biệt, có thể tái tạo lại sự phân tách nền của vật chất tối. Vì các thiên hà vốn có hình elip và tín hiệu thấu kính hấp dẫn yếu là nhỏ, nên số lượng thiên hà rất lớn phải được sử dụng trong các nghiên cứu này. Dữ liệu ống kính yếu phải tránh cẩn thận một số nguồn quan trọng gây sai lệch: hình dạng bên trong, xu hướng biến dạng của chức năng lan truyền điểm của máy ảnh và khả năng thay đổi hình ảnh của tầm nhìn trong khí quyển.
Kết quả của nhữngcác nghiên cứu đóng vai trò quan trọng trong việc đánh giá thấu kính hấp dẫn trong không gian để hiểu rõ hơn và cải thiện mô hình Lambda-CDM cũng như cung cấp kiểm tra tính nhất quán cho các quan sát khác. Chúng cũng có thể cung cấp một hạn chế quan trọng trong tương lai đối với năng lượng tối.
3. Microlensing.
Nơi hình dạng không có biến dạng nhưng lượng ánh sáng nhận được từ đối tượng nền thay đổi theo thời gian. Đối tượng thấu kính có thể là các ngôi sao trong Dải Ngân hà, và nguồn gốc của nền là những quả bóng trong một thiên hà xa xôi hoặc trong một trường hợp khác, một chuẩn tinh thậm chí còn xa hơn. Hiệu ứng này rất nhỏ, đến mức ngay cả một thiên hà có khối lượng lớn hơn 100 tỷ lần Mặt trời cũng có thể tạo ra nhiều hình ảnh cách nhau chỉ vài cung giây. Các cụm thiên hà có thể tạo ra sự phân tách trong vài phút. Trong cả hai trường hợp, các nguồn đều ở khá xa, hàng trăm megaparsec từ vũ trụ của chúng ta.
Thời gian trì hoãn
Thấu kính không trọng lực hoạt động như nhau đối với tất cả các loại bức xạ điện từ, không chỉ ánh sáng nhìn thấy. Hiệu ứng yếu được nghiên cứu cho cả nền vi sóng vũ trụ và các nghiên cứu thiên hà. Các thấu kính mạnh cũng được quan sát thấy ở chế độ vô tuyến và tia X. Nếu một đối tượng như vậy tạo ra nhiều hình ảnh, sẽ có một khoảng thời gian tương đối trễ giữa hai đường dẫn. Tức là, trên một thấu kính, mô tả sẽ được quan sát sớm hơn trên thấu kính khác.
Ba loại đối tượng
1. Các ngôi sao, tàn tích, sao lùn nâu vàhành tinh.
Khi một vật thể trong Dải Ngân hà đi qua giữa Trái đất và một ngôi sao ở xa, nó sẽ tập trung và tăng cường ánh sáng nền. Một số sự kiện kiểu này đã được quan sát thấy trong Đám mây Magellan Lớn, một vũ trụ nhỏ gần Dải Ngân hà.
2. Các thiên hà.
Các hành tinh khổng lồ cũng có thể hoạt động như thấu kính hấp dẫn. Ánh sáng từ một nguồn phía sau vũ trụ bị bẻ cong và tập trung để tạo ra hình ảnh.
3. Cụm thiên hà.
Một vật thể có khối lượng lớn có thể tạo ra hình ảnh của một vật thể ở xa nằm phía sau nó, thường ở dạng các cung kéo dài - một cung của vòng Einstein. Các thấu kính hấp dẫn theo cụm giúp bạn có thể quan sát các điểm sáng quá xa hoặc quá mờ để có thể nhìn thấy. Và vì nhìn xa có nghĩa là nhìn về quá khứ, nên nhân loại có quyền truy cập thông tin về vũ trụ sơ khai.
Thấu kính trọng lực mặt trời
Albert Einstein đã tiên đoán vào năm 1936 rằng các tia sáng cùng hướng với các cạnh của ngôi sao chính sẽ hội tụ về một tiêu điểm ở khoảng 542 AU. Vì vậy, một tàu thăm dò ở xa (hoặc hơn) so với Mặt trời có thể sử dụng nó như một thấu kính hấp dẫn để phóng đại các vật thể ở xa ở phía đối diện. Vị trí của đầu dò có thể được thay đổi khi cần thiết để chọn các mục tiêu khác nhau.
Drake Probe
Khoảng cách này vượt xa sự tiến bộ và khả năng của thiết bị thăm dò không gian như Voyager 1 và xa hơn các hành tinh đã biết, mặc dù trong hàng thiên niên kỷSedna sẽ di chuyển xa hơn trong quỹ đạo hình elip cao của nó. Mức tăng cao cho khả năng phát hiện tín hiệu qua thấu kính này, chẳng hạn như vi sóng trên đường hydro 21 cm, khiến Frank Drake suy đoán trong những ngày đầu của SETI rằng một tàu thăm dò có thể được gửi đi xa như vậy. SETISAIL đa năng và sau đó là FOCAL được ESA đề xuất vào năm 1993.
Nhưng đúng như dự đoán, đây là một nhiệm vụ khó khăn. Nếu đầu dò vượt qua 542 AU, khả năng phóng đại của vật kính sẽ tiếp tục hoạt động ở khoảng cách xa hơn, vì các tia hội tụ ở khoảng cách lớn hơn sẽ di chuyển xa hơn khỏi sự biến dạng của vầng hào quang mặt trời. Landis đã chỉ trích khái niệm này, người đã thảo luận về các vấn đề như giao thoa, độ phóng đại mục tiêu cao sẽ gây khó khăn cho việc thiết kế mặt phẳng tiêu cự của sứ mệnh và phân tích quang sai cầu của chính ống kính.
