Original: http://w.astro.berkeley.edu/~jcohn/lens.html
У загальній теорії відносності, наявність матерії (щільність енергії) крива може, простору-часу, і шлях світлового променя буде відхилятися в якості результату. Цей процес називається гравітаційного лінзування і в багатьох випадках може бути описана за аналогією з відхиленням світла (наприклад, скла) лінз в оптиці. Багато корисні результати для космології вийшли використовувати це властивість матерії і світла.
Для багатьох цікавих випадків немає необхідності повністю вирішити загальні релятивістські рівняння руху для спареної простору-часу і матерії, так як вигин простору-часу матерією мала. (Кількісно питання згинаючи простір рухається повільно в порівнянні з c, швидкість світла і “гравітаційний потенціал” Phi індукованої матерії підпорядковується |Phi|/c2 << 1.)
Ескіз парадигми системи, що лінзується, нижче (джерело):
У системі, де відбувається лінзування, є
• джерело: де світло приходить, можуть бути квазари, фон космічних мікрохвиль, галактики і т.д.
• лінза(и): що змінює(ють) світло на величину пов’язаної з її кількістю маси/енергії, може бути що-небудь з масою/енергією
• спостерігач: хто бачить різну кількість світла, ніж в іншому випадку, оскільки об’єктив має вигнуті простору-часу і, таким чином, шлях світла подорожі
• зображення: що спостерігач бачить
Світло не тільки видиме світло, але в більш загальному випадку будь-яке випромінювання.
Як наслідок лінзування, світлові промені, які б в іншому разі не досягли спостерігача згинаються від їх шляхів і до спостерігача. (Світло також може бути відігнуть від спостерігача, але це не так цікаво.) Існує різні режими: сильне лінзування, слабке лінзування і мікролінзування. Різниця між цими режимами в залежності від положення джерела, лінзи і спостерігача, і від маси і форми лінзи (який контролює, скільки світла відхиляється і де).
Сильне лінзування
Самий екстремальний вигин світла, коли об’єктив дуже масивний і джерело досить близько до нього: в цьому випадку світло може приймати різні шляхи до
спостерігача і більш ніж одне зображення джерела з’явиться. Багаторазова зображення, показане праворуч (джерело). Перший приклад подвійного зображення було знайдено в 1979 році, квазар. Кількість лінз, виявлених було використано для оцінки обсягу простору назад до джерел. Цей обсяг сильно залежить від космологічних параметрів, зокрема, космологічної постійної (класичне посилання тут).
Якщо джерело змінюється з часом, численні зображення будуть змінюватися в залежності від часу, а також. Однак світло не проходить ту ж саму відстань до кожного зображення, через викривлення простору. Так що буде час затримки для зміни в зображеннях. Ці тимчасові затримки можуть бути використані для обчислення константи хаббла H0. Кілька систем з цими тимчасовими затримками були знайдені і знаходяться в стадії вивчення. Велика частина тонкощі в цій роботі лежить побудова моделі розподілу мас, який утворює лінзу (див. цей огляд для технічних подробиць).
У деяких особливих випадках вирівнювання джерела і лінза буде таким чином, що світло буде відхилятися до спостерігача в якості “кільця Ейнштейна”. Деякі приклади і посилання можна знайти тут у Вікіпедії. Найчастіше кільця, джерело може отримати витягнуть і зігнутий, і утворює тангенціальну або радіальну дугу. Багато маси необхідно, щоб викликати дугу з’являтися, так що властивості дуг (чисел, розмірів, геометрія) часто можуть бути використані для вивчення масивних об’єктів, таких як кластери. Можна також, з огляду на набір зображень, спробуйте відновити розподіл маси лінзи (для прикладу відновлення кластера в якості об’єктива побачити цей технічний документ).
Слабке лінзування
Існує розподіл галактик досить далеко, що можна розглядати як джерела, і, таким чином кластери можуть бути поруч “важила” (тобто у їх маса вимірюється) з використанням їх лінзування. Сверхскопления були розглянуті також. Крім того, теорія космології передбачити розподіл великомасштабної структури, розподіл матерії у Всесвіті. Статистичні властивості великомасштабної структури (наприклад, ймовірність знаходження галактики в одному місці, коли є інший на певній відстані) також може бути виміряна за допомогою слабкого лінзування, оскільки це питання буде виробляти зрушення і збіжність у віддалених джерел (які можуть бути галактики, або фон космічних мікрохвиль, наприклад). Слабке лінзування є корисним доповненням до заходів розподілу світловий маси, таких як вивчення галактик. Лінзування вимірює все маси, зокрема, темної матерії, а також матерії, що світиться.
