Масовите концентрации отпред се използват за увеличаване и изкривяване на по-далечни обекти
Прогнозата на Айнщайн и концепцията за лещиране
Гравитационното лещиране произтича от теорията на общата относителност – масата (или енергията) изкривява пространство-времето, затова светлинните лъчи, приближаващи се до масивни обекти, се отклоняват. Вместо да пътуват по прави траектории, фотоните се насочват към масовата концентрация. Алберт Айнщайн рано разбира, че достатъчно голяма предна маса може да действа като „леща“ за далечен източник, подобно на оптична леща, която пречупва и фокусира светлината. Първоначално той смята, че такова явление е много рядко. Но съвременната астрономия показва, че лещирането не е просто интересна рядкост – то е често явление, което предоставя изключителна възможност да се изследва разпределението на масата (включително тъмната материя) и увеличава образите на далечни, слаби фонови галактики или квазари.
Лещирането се проявява в различни мащаби:
- Силно лещиране – ярки множествени образи, дъги или пръстени на Айнщайн, когато пространственото разположение съвпада много добре.
- Слабо лещиране – малки изкривявания на формата на фонови галактики („схрускване“), използвани за статистическо моделиране на голямомащабната структура.
- Микролещиране – предна звезда или компактен обект временно усилва фоновата звезда, може да разкрие екзопланети или тъмни обекти – останки от звезди.
Всеки тип лещиране използва способността на гравитацията да пречупва светлината и така изследва масивни структури – купове галактики, галактически халота или дори отделни звезди. Поради това гравитационното лещиране се счита за „естествен телескоп“, който понякога осигурява огромно увеличение на далечни обекти (които иначе не бихме видели).
2. Теоретични основи на гравитационното лещиране
2.1 Отклонение на светлината според ОТО
Общата теория на относителността твърди, че фотоните се движат по геодезични линии в изкривеното пространство-време. Около сферична маса (напр. звезда или куп) в приближението на слабо гравитационно поле ъгълът на отклонение е:
α ≈ 4GM / (r c²),
където G – гравитационната константа, M – масата на лещата, r – параметър на удара (impact parameter), c – скоростта на светлината. За масивни купове галактики или големи халота отклонението може да достигне секунди или десетки ъглови секунди, достатъчно голямо, за да създаде видими множествени образи на фонови галактики.
2.2 Уравнение на Лещата и Връзки между Ъглите
В геометрията на лещирането уравнението на лещата свързва наблюдаваната позиция на образа (θ) с истинската ъглова позиция на източника (β) и ъгъла на отклонение α(θ). В тази система от уравнения понякога се получават няколко образа, дъги или пръстени, в зависимост от подредбата и разпределението на масата на лещата. „Радиус на пръстена на Айнщайн“ за прост случай на точкова леща:
θE = √(4GM / c² × DLS / (DL DS)),
където DL, DS, DLS – съответно ъгловите диаметри на лещата, източника и отсечката между тях. В по-реалистични случаи (купове галактики, елиптични галактики) се решава потенциалът на лещиране на двумерната проекция на масата.
3. Силно лещиране: Дъги, Пръстени и Множествени Образи
3.1 Пръстени на Айнщайн и Множествени Образи
Когато фоновият източник, лещата и наблюдателят са почти подредени, може да се види близък до пръстен образ, наречен пръстен на Айнщайн. Ако подредбата е по-малко точна или разпределението на масата е асиметрично, се наблюдават множествени образи на същата фонова галактика или квазар. Известни примери:
- Двоен квазар QSO 0957+561
- Кръстът на Айнщайн (Q2237+030) в предната част на галактиката
- Abell 2218 дъги в лещата на клъстера
3.2 Лещи на клъстери и гигантски дъги
Масивните галактични клъстери са най-ярките силни лещи. Огромният гравитационен потенциал може да създаде гигантски дъги – изтеглени образи на фонови галактики. Понякога се виждат радиални дъги или множество образи на различни източници. Космическият телескоп Хъбъл е заснел впечатляващи дъгови структури около клъстери като Abell 1689, MACS J1149 и други. Тези дъги могат да бъдат увеличени 10–100 пъти, разкривайки детайли на галактики с голямо червено отместване (z > 2). Понякога се вижда „пълен“ пръстен или негови сегменти, използвани за определяне на разпределението на тъмната материя в клъстера.
3.3 Лещиране като космически телескоп
Силното лещиране дава възможност на астрономите да наблюдават далечни галактики с по-висока резолюция или яркост, отколкото би било възможно без лещиране. Например, слаба галактика с z > 2 може да бъде значително увеличена от преден клъстер, за да се получи нейният спектър или морфологичен анализ. Този ефект на „природния телескоп“ доведе до открития за региони на звездообразуване, метализация и морфологични характеристики в галактики с много висок червен отместване, запълвайки пропуски в изследванията на еволюцията на галактиките.
4. Слабо лещиране: космически шлейф и карти на масата
4.1 Малки изкривявания на фоновите галактики
При слабото лещиране отклоненията на светлината са малки, затова фоновите галактики изглеждат леко изтеглени (шлейф). Но при анализ на формите на много галактики в големи области от небето се откриват корелирани промени във формата, отразяващи предната масова структура. „Шумът“ в формата на една галактика е голям, но при сумиране на данни от стотици хиляди или милиони галактики се открива поле на шлейфа на ниво около 1%.
4.2 Слабо лещиране на клъстери
Чрез измерване на средния размер на тангенциалния шлейф около центъра на клъстера може да се определи масата на клъстера и разпределението на масата. Този метод не зависи от динамичното равновесие или модели на рентгеновото излъчване на газа, затова директно показва халото на тъмната материя. Наблюденията потвърждават, че в клъстерите има много повече маса, отколкото само светещата материя, подчертавайки значението на тъмната материя.
4.3 Прегледи на космическия шлейф
Космическият шлейф, слабо гравитационно лещиране в голям мащаб, причинено от разпределението на материята по линията на зрение, е важна мярка за растежа и геометрията на структури. Прегледи като CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS и бъдещите Euclid, Roman обхващат хиляди квадратни градуси, позволявайки ограничаване на амплитудата на флуктуациите на материята (σ8), плътността на материята (Ωm) и тъмната енергия. Получените резултати се проверяват чрез сравнение с параметрите на КФС (CMB), търсейки възможни признаци на нова физика.
5. Микролещиране: на звездна или планетна скала
5.1 Точкови масови лещи
Когато компактен обект (звезда, черна дупка или екзопланета) лещира фонова звезда, се образува микролещиране. Яркостта на фонова звезда временно се увеличава при преминаване на обекта, създавайки типична крива на яркостта. Тъй като пръстенът на Айнщайн е много малък, множествените образи не се различават пространствено, но се измерва общата промяна в яркостта, понякога значителна.
5.2 Откриване на екзопланети
Микролещирането е особено чувствително към планети на лещиращата звезда. Малка промяна в кривата на лещиране на яркостта показва планета, чийто масов дял може да е само около ~1:1000 или по-малко. Такива наблюдения като OGLE, MOA, KMTNet вече са открили екзопланети в широки орбити или около слаби / централни звезди, недостъпни за други методи. Микролещирането също изследва черни дупки от звездни остатъци или „блуждаещи“ обекти в Млечния път.
6. Научно приложение и основни резултати
6.1 Разпределение на масата на галактики и клъстери
Лещирането (както силно, така и слабо) позволява създаването на двумерни проекции на масата – така може директно да се измерват халота на тъмната материя. Например, в „Клъстера Пуля“ (Bullet Cluster), лещирането показва, че след сблъсък тъмната материя се „отделя“ от барионния газ, доказвайки, че тъмната материя почти не взаимодейства. „Галактика–галактика“ лещирането натрупва слабо лещиране около множество галактики, позволявайки да се определи средният профил на халото спрямо яркостта или типа галактика.
6.2 Тъмна енергия и разширение
Комбинирайки геометрията на лещиране (напр. силното лещиране на клъстер или космическа шлейфова томография) с връзките разстояние–червено отместване, може да се ограничи космическото разширение, особено изследвайки многоцветни ефекти на лещиране. Например, времевото забавяне на множество квазари (time-delay) позволява изчисляване на H0, ако масовият модел е добре известен. Сътрудничеството „H0LiCOW“, измервайки времевите забавяния на квазари, получи H0 ~73 km/s/Mpc, допринася за дискусиите около „напрежението на Хъбъл“.
6.3 Увеличение на далечната Вселена
Силното клъстерно лещиране осигурява увеличение за далечни галактики, ефективно намалявайки прага на откриване на тяхната яркост. Това позволи да се регистрират галактики с изключително висок червен отместване (z > 6–10) и да се изследват подробно, което настоящите телескопи без лещиране не биха могли. Пример е програмата „Frontier Fields“, в която телескопът Хъбъл наблюдаваше шест масивни клъстера като гравитационни телескопи, откривайки стотици слаби лещирани източници.
7. Бъдещи посоки и предстоящи проекти
7.1 Наземни прегледи
Проекти като LSST (сега Vera C. Rubin Observatory) предвиждат измервания на космическия шлейф на площ от ~18 000 deg2 до невероятна дълбочина, позволявайки милиарди измервания на формата на галактиките за слабо лещиране. Междувременно специализирани програми за лещиране на клъстери в няколко вълнови ленти ще позволят подробно определяне на масата на хиляди клъстери, изследване на големомащабната структура и свойствата на тъмната материя.
7.2 Космически мисии: Euclid и Roman
Euclid и Roman телескопите ще работят в широкия близък ИЧ диапазон и ще извършват спектроскопия от космоса, осигурявайки изключително висококачествено слабо лещиране на големи участъци от небето с минимални атмосферни изкривявания. Това ще позволи точно картографиране на космическия шлейф до z ∼ 2, свързвайки сигналите с космическото разширение, натрупването на материя и ограничаването на масата на неутриното. Тяхното сътрудничество с наземни спектроскопични прегледи (DESI и др.) е необходимо за калибриране на фотометричните червени измествания, осигурявайки надеждна 3D томография на лещирането.
7.3 Изследвания на клъстери от ново поколение и силно лещиране
Настоящите Хъбъл и бъдещите James Webb и 30-метрови наземни телескопи ще позволят още по-внимателно изследване на силно лещирани галактики, потенциално откривайки отделни звездни клъстери или области на звездообразуване в епохата на космическата зора. Също така се разработват нови цифрови (machine learning) алгоритми, които бързо откриват случаи на силно лещиране в огромни каталози с изображения, разширявайки селекцията на гравитационни лещи.
8. Останали предизвикателства и перспективи
8.1 Систематика на моделирането на масата
При силно лещиране, ако моделът на разпределение на масата не е дефиниран, може да е трудно точно да се определят разстоянията или Хъбъл константата. При слабо лещиране предизвикателство са системите за измерване на формата на галактиките и грешките в фотометричните червени измествания. Точната калибрация и усъвършенстваните модели са необходими, за да могат данните от лещирането да се използват за прецизна космология.
8.2 Търсене на екстремална физика
Гравитационното лещиране може да разкрие необичайни явления: подструктури на тъмната материя (подструктури в халота), взаимодействаща тъмна материя или първични черни дупки. Лещирането също може да тества теории за модифицирана гравитация, ако лещирани клъстери показват различна масова структура от предсказаната от ΛCDM. До момента стандартният ΛCDM не противоречи на резултатите, но подробни изследвания на лещирането могат да открият фини отклонения, подсказващи нова физика.
8.3 Хъбъл напрежение и лещи с времево забавяне
Лещенето с времево забавяне измерва разликата във времето на пристигане на сигнала от различните изображения на квазар и позволява определянето на H0. Някои изследвания намират по-висока H0 стойност, по-близка до местните измервания, като по този начин засилват „Хъбъл напрежението“. За да се намалят систематиките, се усъвършенстват моделите на масите на лещите, наблюденията на активността на свръхмасивните черни дупки се разширяват и броят на такива системи се увеличава – може би това ще помогне да се разреши или потвърди това несъответствие.
9. Заключение
Гравитационното лещене – отклонението на светлината от масите на преден план – действа като естествен космически телескоп, позволяващ едновременно да се измери разпределението на масата (включително тъмната материя) и да се увеличат далечни фонови източници. От силното лещене с дъги и пръстени около масивни клъстери или галактики до слабото лещене на космическия шлейф в големи участъци от небето и микролещенето, разкриващо екзопланети или компактни обекти – методите на лещене станаха неразделна част от съвременната астрофизика и космология.
Наблюдавайки измененията в траекторията на светлината, учените с минимални предположения картографират халота на тъмната материя, измерват амплитудата на растежа на структурата в голям мащаб и уточняват параметрите на космическото разширение – особено чрез комбиниране с методите на барионни акустични осцилации или чрез изчисляване на Хъбъл константата от времеви забавяния. В бъдеще големи нови обзорни проучвания (Rubin Observatory, Euclid, Roman, усъвършенствани 21 cm системи) ще разширят още повече данните за лещенето, може би разкривайки по-фини свойства на тъмната материя, уточнявайки еволюцията на тъмната енергия или дори отваряйки нови гравитационни явления. Така гравитационното лещене остава в центъра на прецизната космология, свързвайки теорията на общата относителност с наблюденията, за да разбере невидимите космически скелети и най-отдалечената Вселена.
Литература и допълнително четиво
- Einstein, A. (1936). „Лещоподобно действие на звезда чрез отклонение на светлината в гравитационно поле.“ Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). „За вероятността да се открият мъглявини, които действат като гравитационни лещи.“ Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). „Пряк емпиричен доказателство за съществуването на тъмна материя.“ The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). „Слабо гравитационно лещене.“ Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). „Силно лещене от галактики.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.