Gravitatsion linza - bu uzoqdagi yorug'lik manbasi o'rtasida materiyaning taqsimlanishi (masalan, galaktikalar klasteri) sun'iy yo'ldoshdan nurlanishni egib, tomoshabin va kuzatuvchi tomon o'tishga qodir. Bu ta'sir tortishish linzalari deb nomlanadi va egilish miqdori Albert Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasidagi bashoratlaridan biridir. Klassik fizika yorug'likning egilishi haqida ham gapiradi, ammo bu umumiy nisbiylik nazariyasining yarmini tashkil qiladi.
Ijodkor
Eynshteyn 1912-yilda bu borada nashr etilmagan hisob-kitoblarni amalga oshirgan boʻlsa-da, Orest Chvolson (1924) va Frantishek Link (1936) odatda tortishish linzalari taʼsirini birinchi boʻlib aniqlaganlar hisoblanadi. Biroq, u hali ham ko'proq 1936 yilda maqola chop etgan Eynshteyn bilan bog'langan.
Nazariyaning tasdiqlanishi
Fritz Tsviki 1937-yilda bu effekt galaktika klasterlariga gravitatsiyaviy linza sifatida harakat qilish imkonini berishi mumkinligini aytdi. Faqat 1979 yilda bu hodisa Twin QSO SBS 0957 + 561 kvazarining kuzatuvi bilan tasdiqlangan.
Tavsif
Optik linzalardan farqli o'laroq, tortishish linzalari uning markaziga eng yaqin o'tadigan yorug'likning maksimal og'ishini hosil qiladi. Va bundan keyin ham cho'zilgan minimal. Shuning uchun gravitatsiyaviy linzada bitta fokus nuqtasi yo'q, lekin chiziq bor. Yorug'likning burilish kontekstidagi bu atama birinchi marta O. J. Turar joy. Uning ta'kidlashicha, "Quyoshning tortishish linzalari shu tarzda harakat qiladi, deb aytish mumkin emas, chunki yulduzning fokus uzunligi yo'q."
Agar manba, massiv ob'ekt va kuzatuvchi to'g'ri chiziqda yotsa, manba yorug'lik materiya atrofida halqa shaklida paydo bo'ladi. Agar ofset mavjud bo'lsa, uning o'rniga faqat segmentni ko'rish mumkin. Ushbu tortishish linzalari birinchi marta 1924 yilda Sankt-Peterburgda fizik Orest Xvolson tomonidan tilga olingan va 1936 yilda Albert Eynshteyn tomonidan miqdoriy jihatdan ishlab chiqilgan. Odatda adabiyotda Albert halqalari deb ataladi, chunki birinchisi oqim yoki tasvir radiusi bilan bog'liq emas edi.
Ko'pincha, linzalash massasi murakkab bo'lsa (masalan, galaktikalar guruhi yoki klaster) va fazo-vaqtning sferik buzilishiga olib kelmasa, manba shunga o'xshash bo'ladi.linzalar atrofida tarqalgan qisman yoylar. Keyin kuzatuvchi bir xil ob'ektning bir nechta o'lchamdagi tasvirlarini ko'rishi mumkin. Ularning soni va shakli nisbiy joylashuviga, shuningdek, gravitatsiyaviy linzalarning simulyatsiyasiga bog‘liq.
Uchta dars
1. Kuchli linza.
Eynshteyn halqalari, yoylari va bir nechta tasvirlarning shakllanishi kabi oson koʻrinadigan buzilishlar mavjud.
2. Zaif linza.
Bu erda fon manbalarining oʻzgarishi ancha kichikroq va faqat bir necha foiz izchil maʼlumotlarni topish uchun koʻp sonli obʼyektlarni statistik tahlil qilish orqali aniqlanishi mumkin. Ob'ektiv fon materiallarining afzal cho'zilishi markazga yo'nalishga perpendikulyar qanday ekanligini statistik ko'rsatadi. Ko'p sonli uzoq galaktikalarning shakli va yo'nalishini o'lchash orqali har qanday mintaqada linzalar maydonining siljishini o'lchash uchun ularning joylashuvini o'rtacha hisoblash mumkin. Bu, o'z navbatida, massa taqsimotini qayta tiklash uchun ishlatilishi mumkin: xususan, qorong'u materiyaning fon ajratilishini qayta tiklash mumkin. Galaktikalar tabiatan elliptik va zaif tortishish linzalari signali kichik bo'lgani uchun, bu tadqiqotlarda juda ko'p sonli galaktikalardan foydalanish kerak. Ob'ektivning zaif ma'lumotlari bir qator muhim noto'g'ri manbalardan ehtiyot bo'lishi kerak: ichki shakl, kameraning nuqta tarqalish funksiyasining buzilish tendentsiyasi va atmosfera ko'rishning tasvirlarni o'zgartirish qobiliyati.
Bularning natijalaritadqiqotlar Lambda-CDM modelini yaxshiroq tushunish va takomillashtirish va boshqa kuzatuvlar bo'yicha izchillikni tekshirish uchun kosmosdagi tortishish linzalarini baholash uchun muhimdir. Shuningdek, ular kelajakda qorong'u energiya uchun muhim cheklovni ham ta'minlashi mumkin.
3. Mikrolinza.
Bu erda shaklda buzilish ko'rinmaydi, lekin fon ob'ektidan olingan yorug'lik miqdori vaqt o'tishi bilan o'zgaradi. Ob'ektivning ob'ekti Somon yo'lidagi yulduzlar bo'lishi mumkin va fonning manbai uzoq galaktikadagi to'plar yoki boshqa holatda, undan ham uzoqroq kvazardir. Effekt unchalik katta emas, shuning uchun hatto massasi Quyoshnikidan 100 milliard marta kattaroq bo'lgan galaktika ham bir-ikki yoy soniya bilan ajratilgan bir nechta tasvirlarni hosil qiladi. Galaktik klasterlar daqiqalarni ajratishi mumkin. Ikkala holatda ham manbalar juda uzoqda, koinotimizdan yuzlab megaparsek masofada joylashgan.
Vaqtdagi kechikishlar
Gravity linzalari nafaqat koʻrinadigan yorugʻlikka, balki barcha turdagi elektromagnit nurlanishlarga ham teng taʼsir koʻrsatadi. Zaif effektlar ham kosmik mikroto'lqinli fon uchun, ham galaktik tadqiqotlar uchun o'rganiladi. Kuchli linzalar radio va rentgen rejimlarida ham kuzatildi. Agar bunday ob'ekt bir nechta tasvirlarni yaratsa, ikki yo'l o'rtasida nisbiy vaqt kechikishi bo'ladi. Ya'ni, bitta ob'ektivda tavsif boshqasiga qaraganda ertaroq kuzatiladi.
Uch turdagi ob'ektlar
1. Yulduzlar, qoldiqlar, jigarrang mittilar vasayyoralar.
Somon yoʻlidagi jism Yer va uzoq yulduzlar orasidan oʻtganda, u fokuslanadi va fon yorugʻligini kuchaytiradi. Bunday turdagi bir nechta hodisalar Somon yo‘li yaqinidagi kichik koinot - Katta Magellan bulutida kuzatilgan.
2. Galaktikalar.
Masiv sayyoralar tortishish linzalari vazifasini ham bajarishi mumkin. Koinot orqasidagi manbadan keladigan yorugʻlik egilib, tasvir yaratishga qaratilgan.
3. Galaxy klasterlari.
Masiv ob'ekt uning orqasida yotgan uzoq ob'ektning tasvirlarini yaratishi mumkin, odatda cho'zilgan yoylar shaklida - Eynshteyn halqasining sektori. Klaster gravitatsion linzalari juda uzoq yoki ko'rinib bo'lmaydigan darajada zaif yoritgichlarni kuzatish imkonini beradi. Uzoq masofalarga qarash o‘tmishga qarash degani bois, insoniyat ilk koinot haqidagi ma’lumotlarga ega bo‘ladi.
Quyosh tortishish linzalari
Albert Eynshteyn 1936-yilda asosiy yulduzning qirralari bilan bir xil yoʻnalishdagi yorugʻlik nurlari taxminan 542 AB da fokusga yaqinlashishini bashorat qilgan edi. Shunday qilib, Quyoshdan uzoqda (yoki undan ko'proq) bo'lgan zond uni qarama-qarshi tomondagi uzoq ob'ektlarni kattalashtirish uchun tortish linzalari sifatida ishlatishi mumkin. Zondning joylashuvi turli maqsadlarni tanlash uchun kerak bo‘lganda o‘zgartirilishi mumkin.
Dreyk probi
Bu masofa Voyager 1 kabi kosmik zond uskunasining rivojlanishi va imkoniyatlaridan ancha uzoqda va ming yillar davomida ma'lum bo'lgan sayyoralardan tashqarida. Sedna o'zining yuqori elliptik orbitasi bo'ylab oldinga siljiydi. 21 sm vodorod chizig'idagi mikroto'lqinlar kabi ushbu ob'ektiv orqali signallarni potentsial aniqlash uchun yuqori daromad Frenk Dreykni SETIning dastlabki kunlarida zondni shu qadar uzoqqa yuborish mumkinligini taxmin qilishga olib keldi. Ko'p maqsadli SETISAIL va keyinchalik FOCAL 1993 yilda ESA tomonidan taklif qilingan.
Lekin kutilganidek, bu qiyin vazifa. Agar zond 542 AU dan o'tib ketsa, ob'ektivning kattalashtirish imkoniyatlari uzoqroq masofalarda ishlashda davom etadi, chunki katta masofalarga fokuslangan nurlar quyosh tojining buzilishidan uzoqroqqa boradi. Landis ushbu kontseptsiyani tanqid qildi, u interferensiya, missiyaning fokus tekisligini loyihalashni qiyinlashtiradigan yuqori maqsadli kattalashtirish va ob'ektivning o'z sharsimon aberatsiyasini tahlil qilish kabi masalalarni muhokama qildi.
