Eine Gravitationslinse ist eine Verteilung von Materie (z. B. ein Galaxienhaufen) zwischen einer entfernten Lichtquelle, die in der Lage ist, die Strahlung des Satelliten zu beugen und zum Betrachter zu gelangen, und dem Beobachter. Dieser Effekt ist als Gravitationslinseneffekt bekannt, und das Ausmaß der Biegung ist eine von Albert Einsteins Vorhersagen in der Allgemeinen Relativitätstheorie. Die klassische Physik spricht auch von Lichtkrümmung, aber das ist nur die Hälfte dessen, was die Allgemeine Relativitätstheorie sagt.
Creator
Obwohl Einstein 1912 unveröffentlichte Berechnungen zu diesem Thema anstellte, gelten Orest Chwolson (1924) und František Link (1936) allgemein als die ersten, die die Wirkung der Gravitationslinse artikulierten. Er wird jedoch immer noch häufiger mit Einstein in Verbindung gebracht, der 1936 eine Abhandlung veröffentlichte.
Bestätigung der Theorie
Fritz Zwicky schlug 1937 vor, dass dieser Effekt es Galaxienhaufen ermöglichen könnte, als Gravitationslinse zu fungieren. Erst 1979 wurde dieses Phänomen durch die Beobachtung des Quasars Twin QSO SBS 0957 + 561 bestätigt.
Beschreibung
Im Gegensatz zu einer optischen Linse erzeugt eine Gravitationslinse die maximale Ablenkung des Lichts, das am nächsten an ihrem Zentrum vorbeigeht. Und das Minimum desjenigen, das sich weiter erstreckt. Daher hat eine Gravitationslinse keinen einzigen Brennpunkt, sondern eine Linie. Dieser Begriff im Zusammenhang mit der Lichtablenkung wurde erstmals von O. J. Hütte. Er bemerkte, dass "es nicht akzeptabel ist zu sagen, dass die Gravitationslinse der Sonne auf diese Weise wirkt, da der Stern keine Brennweite hat."
Wenn die Quelle, das massive Objekt und der Beobachter auf einer geraden Linie liegen, erscheint das Quellenlicht als Ring um die Materie. Wenn es einen Versatz gibt, ist stattdessen nur das Segment zu sehen. Diese Gravitationslinse wurde erstmals 1924 in St. Petersburg von dem Physiker Orest Khvolson erwähnt und 1936 von Albert Einstein quantitativ ausgearbeitet. In der Literatur allgemein als Albert-Ringe bezeichnet, da es beim ersteren nicht um Strömung oder Bildradius ging.
Wenn die Linsenmasse komplex ist (z. B. eine Gruppe von Galaxien oder ein Haufen) und keine sphärische Verzerrung der Raumzeit verursacht, wird die Quelle meistens ähnlich aussehenum die Linse verstreute Teilbögen. Der Betrachter kann dann mehrere skalierte Bilder desselben Objekts sehen. Ihre Anzahl und Form hängt von der relativen Position sowie von der Simulation von Gravitationslinsen ab.
Drei Klassen
1. Starke Linse.
Bei gut sichtbaren Verzerrungen, wie der Bildung von Einsteinringen, Bögen und Mehrfachbildern.
2. Schwache Linse.
Wo die Änderung der Hintergrundquellen viel geringer ist und nur durch statistische Analyse einer großen Anzahl von Objekten erkannt werden kann, um nur wenige Prozent kohärente Daten zu finden. Die Linse zeigt statistisch, wie die bevorzugte Streckung der Hintergrundmaterialien senkrecht zur Richtung zur Mitte ist. Durch die Messung der Form und Ausrichtung einer großen Anzahl entfernter Galaxien können ihre Standorte gemittelt werden, um die Linsenfeldverschiebung in jeder Region zu messen. Daraus lässt sich wiederum die Massenverteilung rekonstruieren: Insbesondere lässt sich die Hintergrundtrennung der Dunklen Materie rekonstruieren. Da Galaxien von Natur aus elliptisch sind und das schwache Gravitationslinsensignal klein ist, müssen sehr viele Galaxien in diesen Studien verwendet werden. Bei schwachen Objektivdaten müssen eine Reihe wichtiger Verzerrungsquellen sorgfältig vermieden werden: die innere Form, die Neigung der Punktbildfunktion der Kamera zur Verzerrung und die Fähigkeit des atmosphärischen Sehens, Bilder zu verändern.
Die Ergebnisse davonStudien sind wichtig für die Bewertung von Gravitationslinsen im Weltraum, um das Lambda-CDM-Modell besser zu verstehen und zu verbessern und um eine Konsistenzprüfung anderer Beobachtungen zu ermöglichen. Sie könnten auch eine wichtige zukünftige Einschränkung der Dunklen Energie darstellen.
3. Mikrolinsen.
Wo keine Verzerrung in der Form sichtbar ist, sich aber die vom Hintergrundobjekt empfangene Lichtmenge mit der Zeit ändert. Das Linsenobjekt können Sterne in der Milchstraße sein, und die Quelle des Hintergrunds sind Kugeln in einer fernen Galaxie oder in einem anderen Fall ein noch weiter entfernter Quasar. Der Effekt ist gering, sodass selbst eine Galaxie mit einer Masse von mehr als 100 Milliarden Sonnenmassen mehrere Bilder erzeugen würde, die nur wenige Bogensekunden voneinander entfernt sind. Galaxienhaufen können Trennungen von Minuten erzeugen. In beiden Fällen sind die Quellen ziemlich weit entfernt, viele hundert Megaparsec von unserem Universum entfernt.
Zeitverzögerungen
Schwerkraftlinsen wirken gleichermaßen auf alle Arten elektromagnetischer Strahlung, nicht nur auf sichtbares Licht. Schwache Effekte werden sowohl für den kosmischen Mikrowellenhintergrund als auch für galaktische Studien untersucht. Starke Linsen wurden auch im Radio- und Röntgenmodus beobachtet. Wenn ein solches Objekt mehrere Bilder erzeugt, gibt es eine relative Zeitverzögerung zwischen den beiden Pfaden. Das heißt, auf einer Linse wird die Beschreibung früher beobachtet als auf der anderen.
Drei Arten von Objekten
1. Sterne, Reste, Braune Zwerge uPlaneten.
Wenn ein Objekt in der Milchstraße zwischen der Erde und einem entfernten Stern vorbeizieht, wird es das Hintergrundlicht fokussieren und intensivieren. Mehrere Ereignisse dieser Art wurden in der Großen Magellanschen Wolke beobachtet, einem kleinen Universum in der Nähe der Milchstraße.
2. Galaxien.
Massive Planeten können auch als Gravitationslinsen wirken. Licht von einer Quelle hinter dem Universum wird gebogen und fokussiert, um Bilder zu erzeugen.
3. Galaxienhaufen.
Ein massives Objekt kann Bilder eines entfernten Objekts erzeugen, das dahinter liegt, normalerweise in Form von gestreckten Bögen - einem Sektor des Einstein-Rings. Cluster-Gravitationslinsen ermöglichen es, Leuchten zu beobachten, die zu weit entfernt oder zu schwach sind, um gesehen zu werden. Und da der Blick in weite Entfernungen einen Blick in die Vergangenheit bedeutet, hat die Menschheit Zugang zu Informationen über das frühe Universum.
Sonnengravitationslinse
Albert Einstein sagte 1936 voraus, dass Lichtstrahlen in der gleichen Richtung wie die Ränder des Hauptsterns zu einem Fokus bei etwa 542 AE konvergieren würden. Eine Sonde, die so weit (oder weiter) von der Sonne entfernt ist, kann sie also als Gravitationslinse verwenden, um entfernte Objekte auf der gegenüberliegenden Seite zu vergrößern. Die Position der Sonde kann nach Bedarf verschoben werden, um verschiedene Ziele auszuwählen.
Drake-Sonde
Diese Entfernung übersteigt bei weitem den Fortschritt und die Leistungsfähigkeit von Raumsondenausrüstung wie Voyager 1 und jenseits bekannter Planeten, wenn auch seit JahrtausendenSedna wird sich auf seiner stark elliptischen Umlaufbahn weiterbewegen. Die hohe Verstärkung für die potenzielle Erkennung von Signalen durch diese Linse, wie z. B. Mikrowellen auf einer 21-cm-Wasserstoffleitung, veranlasste Frank Drake in den frühen Tagen von SETI zu Spekulationen, dass eine Sonde so weit geschickt werden könnte. Das Mehrzweck-SETISAIL und später FOCAL wurden 1993 von der ESA vorgeschlagen.
Aber wie erwartet ist das eine schwierige Aufgabe. Wenn die Sonde 542 AE passiert, funktionieren die Vergrößerungsfähigkeiten des Objektivs bei größeren Entfernungen weiter, da Strahlen, die bei größeren Entfernungen fokussiert werden, sich weiter von der Sonnenkoronaverzerrung entfernen. Eine Kritik an diesem Konzept wurde von Landis geäußert, der Probleme wie Interferenz, hohe Zielvergrößerung, die es schwierig machen würde, die Fokusebene der Mission zu entwerfen, und die Analyse der eigenen sphärischen Aberration des Objektivs diskutierte.
