عدسة الجاذبية هي توزيع للمادة (على سبيل المثال ، مجموعة من المجرات) بين مصدر ضوء بعيد ، قادر على ثني الإشعاع من القمر الصناعي ، ويمر باتجاه العارض والمراقب. يُعرف هذا التأثير باسم عدسة الجاذبية ، ومقدار الانحناء هو أحد تنبؤات ألبرت أينشتاين في النسبية العامة. تتحدث الفيزياء الكلاسيكية أيضًا عن انحناء الضوء ، لكن هذا فقط نصف ما تتحدث عنه النسبية العامة.
الخالق
على الرغم من أن أينشتاين أجرى حسابات غير منشورة حول هذا الموضوع في عام 1912 ، إلا أن Orest Chwolson (1924) و František Link (1936) يعتبران عمومًا أول من أوضح تأثير عدسة الجاذبية. ومع ذلك ، فهو لا يزال مرتبطًا بشكل أكثر شيوعًا بأينشتاين ، الذي نشر ورقة بحثية في عام 1936.
تأكيد النظرية
اقترح فريتز زويكي في عام 1937 أن هذا التأثير قد يسمح لعناقيد المجرات بالعمل كعدسة جاذبية. فقط في عام 1979 ، تم تأكيد هذه الظاهرة من خلال مراقبة quasar Twin QSO SBS 0957 + 561.
الوصف
على عكس العدسة البصرية ، تنتج عدسة الجاذبية أقصى انحراف للضوء يمر بالقرب من مركزها. والأدنى من الذي يمتد أكثر. لذلك ، لا تحتوي عدسة الجاذبية على نقطة بؤرية واحدة ، ولكن لديها خط. تم استخدام هذا المصطلح في سياق انحراف الضوء لأول مرة بواسطة O. J. النزل. وأشار إلى أنه "من غير المقبول القول إن عدسة جاذبية الشمس تعمل بهذه الطريقة ، لأن النجم ليس له بعد بؤري".
إذا كان المصدر والجسم الضخم والمراقب في خط مستقيم ، فسيظهر ضوء المصدر كحلقة حول المادة. في حالة وجود أي إزاحة ، يمكن رؤية المقطع فقط بدلاً من ذلك. تم ذكر عدسة الجاذبية هذه لأول مرة في عام 1924 في سانت بطرسبرغ من قبل الفيزيائي أوريست خفولسون وصنعها ألبرت أينشتاين كميًا في عام 1936. يشار إليها عمومًا في الأدبيات باسم حلقات ألبرت ، لأن الأول لم يكن معنيًا بالتدفق أو نصف قطر الصورة.
في أغلب الأحيان ، عندما تكون كتلة العدسة معقدة (مثل مجموعة من المجرات أو عنقود) ولا تسبب تشوهًا كرويًا للزمكان ، فإن المصدر يشبهأقواس جزئية منتشرة حول العدسة. يمكن للمراقب بعد ذلك رؤية عدة صور تم تغيير حجمها لنفس الكائن. يعتمد عددها وشكلها على الموضع النسبي ، وكذلك على محاكاة عدسات الجاذبية.
ثلاث فصول
1. عدسة قوية.
حيث توجد تشوهات مرئية بسهولة ، مثل تكون حلقات وأقواس أينشتاين وصور متعددة.
2. ضعف العدسة.
حيث يكون التغيير في مصادر الخلفية أصغر بكثير ولا يمكن اكتشافه إلا من خلال التحليل الإحصائي لعدد كبير من الكائنات للعثور على بيانات متماسكة بنسبة قليلة فقط. تُظهر العدسة إحصائيًا كيف يكون التمدد المفضل لمواد الخلفية متعامدًا على الاتجاه نحو المركز. من خلال قياس شكل واتجاه عدد كبير من المجرات البعيدة ، يمكن حساب متوسط مواقعها لقياس انزياح مجال العدسة في أي منطقة. يمكن استخدام هذا بدوره لإعادة بناء التوزيع الشامل: على وجه الخصوص ، يمكن إعادة بناء الفصل الخلفي للمادة المظلمة. نظرًا لأن المجرات بيضاوية بطبيعتها وإشارة انعكاس الجاذبية الضعيفة صغيرة ، يجب استخدام أعداد كبيرة جدًا من المجرات في هذه الدراسات. يجب أن تتجنب بيانات العدسة الضعيفة بعناية عددًا من مصادر التحيز المهمة: الشكل الداخلي ، وميل وظيفة انتشار نقطة الكاميرا إلى التشويه ، وقدرة الرؤية الجوية على تغيير الصور.
نتائج هذهالدراسات مهمة لتقييم عدسات الجاذبية في الفضاء لفهم نموذج Lambda-CDM وتحسينه بشكل أفضل ولتوفير فحص تناسق في الملاحظات الأخرى. قد توفر أيضًا قيدًا مستقبليًا مهمًا على الطاقة المظلمة.
3. العدسة الدقيقة.
حيث لا يوجد تشويه مرئي في الشكل ، لكن كمية الضوء المتلقاة من كائن الخلفية تتغير بمرور الوقت. يمكن أن يكون هدف العدسة عبارة عن نجوم في مجرة درب التبانة ، ومصدر الخلفية هو كرات في مجرة بعيدة أو ، في حالة أخرى ، كوازار أبعد. التأثير ضئيل ، لذا حتى المجرة التي تزيد كتلتها عن 100 مليار مرة كتلة الشمس ستنتج صورًا متعددة تفصل بينها بضع ثوانٍ قوسية. يمكن أن تنتج عناقيد المجرة فترات فصل للدقائق. في كلتا الحالتين ، المصادر بعيدة جدًا ، مئات الميغا فرسك من كوننا.
تأخير الوقت
تعمل عدسات الجاذبية بشكل متساوٍ على جميع أنواع الإشعاع الكهرومغناطيسي ، وليس الضوء المرئي فقط. تمت دراسة التأثيرات الضعيفة لكل من الخلفية الكونية الميكروية والدراسات المجرية. كما لوحظ وجود عدسات قوية في أوضاع الراديو والأشعة السينية. إذا أنتج مثل هذا الكائن صورًا متعددة ، فسيكون هناك تأخير زمني نسبي بين المسارين. وهذا يعني أنه على إحدى العدسات سيتم ملاحظة الوصف في وقت مبكر عن العدسة الأخرى.
ثلاثة أنواع من الكائنات
1. النجوم والبقايا والأقزام البنية والكواكب.
عندما يمر جسم في درب التبانة بين الأرض ونجم بعيد ، فإنه سيركز ويكثف ضوء الخلفية. وقد لوحظت عدة أحداث من هذا النوع في سحابة ماجلان الكبيرة ، وهو كون صغير بالقرب من مجرة درب التبانة.
2. المجرات.
يمكن أن تعمل الكواكب الضخمة أيضًا كعدسات جاذبية. الضوء المنبعث من مصدر خلف الكون عازم ومركّز لخلق الصور
3. مجموعات المجرات.
يمكن لجسم ضخم إنشاء صور لجسم بعيد يقع خلفه ، عادة في شكل أقواس ممتدة - قطاع من حلقة أينشتاين. تجعل عدسات الجاذبية العنقودية من الممكن مراقبة النجوم البعيدة جدًا أو الباهتة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها. وبما أن النظر إلى المسافات الطويلة يعني النظر إلى الماضي ، فإن البشرية لديها إمكانية الوصول إلى معلومات حول الكون المبكر.
عدسة الجاذبية الشمسية
توقع ألبرت أينشتاين في عام 1936 أن أشعة الضوء في نفس اتجاه حواف النجم الرئيسي ستلتقي في بؤرة عند حوالي 542 وحدة فلكية. لذلك يمكن للمسبار الذي يبعد (أو أكثر) عن الشمس أن يستخدمه كعدسة جاذبية لتكبير الأجسام البعيدة على الجانب الآخر. يمكن تغيير موقع المسبار حسب الحاجة لتحديد أهداف مختلفة.
دريك بروب
هذه المسافة أبعد من تقدم وقدرة معدات المسبار الفضائي مثل فوييجر 1 ، وما وراء الكواكب المعروفة ، على الرغم من آلاف السنينسوف تتحرك Sedna أكثر في مدارها الإهليلجي للغاية. دفع الكسب المرتفع للكشف المحتمل عن الإشارات من خلال هذه العدسة ، مثل الموجات الدقيقة على خط هيدروجين يبلغ طوله 21 سم ، فرانك دريك إلى التكهن في الأيام الأولى لـ SETI بإمكانية إرسال مسبار إلى هذا الحد. تم اقتراح SETISAIL متعدد الأغراض ولاحقًا FOCAL بواسطة ESA في عام 1993.
لكن كما هو متوقع ، هذه مهمة صعبة. إذا تجاوز المسبار 542 AU ، فستستمر إمكانات تكبير الهدف في العمل على مسافات أطول ، حيث تنتقل الأشعة التي يتم التركيز عليها على مسافات أكبر بعيدًا عن تشوه الإكليل الشمسي. تم تقديم نقد لهذا المفهوم من قبل لانديس ، الذي ناقش قضايا مثل التداخل ، تكبير الهدف العالي الذي من شأنه أن يجعل من الصعب تصميم المستوى البؤري للمهمة ، وتحليل الانحراف الكروي للعدسة.
