Hmotné koncentrace v popředí se používají ke zvětšení a deformaci vzdálených objektů
Einsteinova předpověď a pojetí čočkování
Gravitační čočkování vychází z teorie obecné relativity – hmota (nebo energie) zakřivuje časoprostor, takže paprsky světla se při přiblížení k masivním objektům odchylují. Místo aby putovaly po přímých trajektoriích, fotony se stáčejí směrem k hmotné koncentraci. Albert Einstein brzy pochopil, že dostatečně velká přední hmota může působit jako „čočka“ pro vzdálený zdroj, podobně jako optická čočka lámající a zaostřující světlo. Nejprve si myslel, že tento jev je velmi vzácný. Moderní astronomie však ukazuje, že čočkování není jen zajímavá rarita – je to běžný jev, který poskytuje výjimečnou příležitost studovat rozložení hmoty (včetně temné hmoty) a zvětšovat vzdálené, slabé obrazy pozadí galaxií nebo kvazarů.
Čočkování se projevuje v různých měřítcích:
- Silné čočkování – výrazné vícenásobné obrazy, oblouky nebo Einsteinovy prstence, když prostorové uspořádání velmi dobře souhlasí.
- Slabé čočkování – malé deformace tvaru pozadí galaxií („šum“), používané k statistickému modelování velkorozměrové struktury.
- Mikročočkování – přední hvězda nebo kompaktní objekt dočasně zesiluje pozadí hvězdy, může odhalit exoplanety nebo tmavé objekty pozůstatků hvězd.
Každý typ čočkování využívá schopnost gravitace lámat světlo a tak zkoumá masivní struktury – kupy galaxií, haly galaxií nebo dokonce jednotlivé hvězdy. Proto je gravitační čočkování považováno za „přirozený dalekohled“, který někdy poskytuje obrovské zvětšení vzdálených objektů (které bychom jinak neviděli).
2. Teoretické základy gravitačního čočkování
2.1 Odchylka světla podle BR
Obecná relativita tvrdí, že fotony se pohybují po geodetikách v zakřiveném časoprostoru. U kulovité hmoty (např. hvězdy nebo kupy) je v aproximaci slabého pole úhel odklonu:
α ≈ 4GM / (r c²),
kde G je gravitační konstanta, M je hmotnost čočky, r je dopadový parametr (impact parameter), c je rychlost světla. U masivních kup galaxií nebo velkých hal může odklon dosahovat sekund nebo desítek úhlových sekund, což je dostatečně velké na vytvoření viditelných vícenásobných obrazů pozadových galaxií.
2.2 Čočková rovnice a vztahy úhlů
V čočkovací geometrii čočková rovnice spojuje pozorovanou polohu obrazu (θ) s pravou úhlovou polohou zdroje (β) a úhlovým odklonem α(θ). V tomto systému rovnic se někdy získá několik obrazů, oblouků nebo kruhů v závislosti na uspořádání a rozložení hmoty čočky. „Poloměr Einsteinova kruhu“ pro jednoduchý bodový čočkový případ:
θE = √(4GM / c² × DLS / (DL DS)),
kde DL, DS, DLS – odpovídající úhlové průměry úseků čočky, zdroje a mezi nimi. V realističtějších případech (kupy galaxií, eliptické galaxie) se řeší čočkovací potenciál projekce dvourozměrné hmoty.
3. Silné čočkování: oblouky, kruhy a vícenásobné obrazy
3.1 Einsteinovy kruhy a vícenásobné obrazy
Když jsou zdroj na pozadí, čočka a pozorovatel téměř zarovnáni, lze vidět obraz blízký kruhu, nazývaný Einsteinův kruh. Pokud je zarovnání méně přesné nebo je rozložení hmoty nesymetrické, jsou pozorovány vícenásobné obrazy téže pozadové galaxie nebo kvazaru. Známé příklady:
- Dvojitý kvazar QSO 0957+561
- Einsteinův kříž (Q2237+030) v přední části galaxie
- Abell 2218 oblouky v čočce kupy
3.2 Čočky kup a obrovské oblouky
Masivní kupy galaxií jsou nejsilnější čočky. Obrovský gravitační potenciál může vytvořit obrovské oblouky – protáhlé obrazy vzdálených galaxií. Někdy jsou vidět radiální oblouky nebo vícenásobné obrazy různých zdrojů. Hubbleův kosmický teleskop zachytil impozantní obloukové struktury kolem kup jako Abell 1689, MACS J1149 a dalších. Tyto oblouky mohou být zvětšeny 10–100krát, odhalující detaily galaxií s vysokým rudým posuvem (z > 2). Někdy je vidět „plný“ prstenec nebo jeho segmenty, které se používají k určení rozložení temné hmoty v kupě.
3.3 Čočkování jako kosmický teleskop
Silné čočkování umožňuje astronomům pozorovat vzdálené galaxie s vyšším rozlišením nebo jasem, než by bylo možné bez čočkování. Například slabá galaxie s z > 2 může být dostatečně zvětšena přední kupou, aby bylo možné získat její spektrum nebo analyzovat morfologii. Tento efekt „přírodního teleskopu“ vedl k objevům o oblastech tvorby hvězd, metalicitě a morfologických znacích velmi vzdálených galaxií, čímž vyplnil mezery v pozorováních evoluce galaxií.
4. Slabé čočkování: kosmické šlyšování a mapy hmoty
4.1 Malé zkreslení vzdálených galaxií
Slabé čočkování způsobuje malé odchylky světla, takže vzdálené galaxie vypadají mírně protáhlé (šlyšování). Analýzou tvarů mnoha galaxií na velkých oblastech oblohy však lze nalézt korelované změny tvarů, které odrážejí přední hmotovou strukturu. Šum tvarů jednotlivých galaxií je velký, ale součtem dat stovek tisíc až milionů galaxií se objeví ~1 % úroveň pole šlyšování.
4.2 Slabé čočkování kup
Na základě průměrné velikosti tangenciálního šlyšování kolem středu kupy lze změřit hmotnost kupy a rozložení hmoty. Tato metoda nezávisí na dynamické rovnováze ani modelech rentgenového záření plynů, a proto přímo ukazuje haly temné hmoty. Pozorování potvrzují, že v kupách je mnohem více hmoty než jen zářivá hmota, což zdůrazňuje význam temné hmoty.
4.3 Přehledy kosmického šlyšování
Kosmické šlyšování, slabé gravitační čočkování na velkém měřítku způsobené rozložením hmoty podél zorného paprsku, je důležitým měřítkem růstu struktur a geometrie vesmíru. Přehledy jako CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS a budoucí Euclid, Roman pokrývají tisíce čtverečních stupňů, což umožňuje omezit amplitudu fluktuací hmoty (σ8), hustotu hmoty (Ωm) a temnou energii. Výsledky jsou ověřovány porovnáním s parametry KFS (CMB) za účelem hledání možných známek nové fyziky.
5. Mikročočkování: na měřítku hvězd nebo planet
5.1 Bodové hmotnostní čočky
Když kompaktní objekt (hvězda, černá díra nebo exoplaneta) čočkuje pozadí hvězdu, vzniká mikročočkování. Jasnost pozadí hvězdy dočasně vzroste, při průchodu objektu vzniká typická křivka jasnosti. Protože Einsteinův prstenec je zde velmi malý, vícenásobné obrazy se prostorově neliší, ale měří se celková změna jasnosti, která může být významná.
5.2 Detekce exoplanet
Mikročočkování je zvláště citlivé na planety u čočkujících hvězd. Malá změna v křivce jasnosti čočkování ukazuje planetu, jejíž hmotnostní poměr může být jen ~1:1000 nebo ještě menší. Přehledy jako OGLE, MOA, KMTNet již objevily exoplanety na širokých orbitách nebo kolem slabých / centrálních výstupků hvězd, které nejsou dostupné jinými metodami. Mikročočkování také zkoumá černé díry pozůstatků hvězd nebo „bludné“ objekty v Mléčné dráze.
6. Vědecké využití a klíčové výsledky
6.1 Rozložení hmoty galaxií a shluků
Čočkování (silné i slabé) umožňuje vytvořit dvourozměrné projekce hmoty – tím lze přímo měřit haly temné hmoty. Například ve „Kulovém shluku“ (Bullet Cluster) čočkování ukazuje, že po srážce se temná hmota „oddělila“ od baryonových plynů, což dokazuje, že temná hmota téměř neinteraguje. „Galaxie–galaxie“ čočkování shromažďuje slabé čočkování kolem mnoha galaxií, což umožňuje určit průměrný profil hal vzhledem k jasnosti nebo typu galaxie.
6.2 Temná energie a expanze
Kombinací geometrie čočkování (např. silné čočkování shluku nebo kosmické šedé tomografie) s relacemi vzdálenost–rudý posuv lze omezit kosmický růst, zejména studiem vícerozměrných čočkovacích efektů. Například časová zpoždění vícenásobných kvazarů umožňují vypočítat H0, pokud je dobře známý model hmoty. Spolupráce „H0LiCOW“, měřící časová zpoždění kvazarů, získala H0 ~73 km/s/Mpc, přispívá k diskuzím o „Hubbleově napětí“.
6.3 Zvětšení vzdáleného vesmíru
Silné shlukové čočkování poskytuje zvětšení vzdáleným galaxiím, účinně snižuje práh detekční jasnosti. Díky tomu bylo možné zaznamenat galaxie s velmi vysokým rudým posuvem (z > 6–10) a podrobně je studovat, což současné dalekohledy bez čočkování nezvládnou. Příkladem je program „Frontier Fields“, kde Hubbleův dalekohled pozoroval šest masivních shluků jako gravitační čočky a detekoval stovky slabých čočkovaných zdrojů.
7. Budoucí směry a nadcházející projekty
7.1 Pozemní průzkumy
Programy jako LSST (nyní Vera C. Rubin Observatory) plánují měření kosmického šumu na ploše ~18 000 deg2 do neuvěřitelných hloubek, umožňující miliardy měření tvarů galaxií pro slabé čočkování. Specializované programy čočkování kup v několika vlnových délkách pak umožní detailní určení hmotnosti tisíců kup, studium velkorozměrové struktury a vlastností temné hmoty.
7.2 Kosmické mise: Euclid a Roman
Euclid a Roman teleskopy budou pracovat v širokém blízkém IR pásmu a provádět spektroskopii z kosmu, zajišťující vysoce kvalitní slabé čočkování na velkých oblastech oblohy s minimálním atmosférickým zkreslením. To umožní přesné mapování kosmického šumu až do z ∼ 2, spojující signály s kosmickou expanzí, hromaděním hmoty a omezením hmotnosti neutrin. Jejich spolupráce se zemskými spektroskopickými průzkumy (DESI a další) je nezbytná pro kalibraci fotometrických rudých posuvů, poskytující spolehlivou 3D čočkovací tomografii.
7.3 Výzkum nových generací kup a silného čočkování
Současné Hubbleovy a budoucí teleskopy James Webb a 30m třídy ze Země umožní ještě podrobnější studium silně čočkovaných galaxií, možná odhalující jednotlivé hvězdné shluky nebo oblasti tvorby hvězd v období kosmického úsvitu. Také se vyvíjejí nové digitální (machine learning) algoritmy, které rychle nacházejí případy silného čočkování ve velkých katalogech snímků, čímž rozšiřují výběr gravitačních čoček.
8. Zbývající výzvy a perspektivy
8.1 Systematiky modelování hmoty
Při silném čočkování může být obtížné přesně určit vzdálenosti nebo Hubbleovu konstantu, pokud není model rozložení hmoty definován. U slabého čočkování představují výzvu systémy měření tvarů galaxií a chyby ve fotometrických rudých posuvech. Pečlivá kalibrace a pokročilé modely jsou nezbytné, aby bylo možné využít čočkovací data pro přesnou kosmologii.
8.2 Hledání extrémní fyziky
Gravitační čočkování může odhalit neobvyklé jevy: podstruktury temné hmoty (substruktury v halách), interagující temnou hmotu nebo počáteční černé díry. Čočkování také může otestovat teorie modifikované gravitace, pokud čočkované kupy vykazují jinou hmotnostní strukturu, než předpovídá ΛCDM. Dosud standardní ΛCDM výsledkům neodporuje, ale podrobné čočkovací studie mohou odhalit jemné odchylky naznačující novou fyziku.
8.3 Hubbleovo napětí a čočky s časovým zpožděním
Čočkování s časovým zpožděním měří rozdíl v době příchodu signálu různých obrazů kvazaru a umožňuje určit H0. Některé studie nacházejí vyšší H0 hodnotu blízkou místním měřením, čímž posilují „Hubbleův napětí“. Pro snížení systematických chyb se zdokonalují modely hmoty čoček, sleduje se aktivita supermasivních černých děr a rozšiřuje se počet těchto systémů – možná to pomůže vyřešit či potvrdit tento nesoulad.
9. Závěr
Gravitační čočkování – odchylka světla způsobená hmotou v popředí – funguje jako přirozený kosmický teleskop, který zároveň umožňuje měřit rozložení hmoty (včetně temné hmoty) a zvětšovat vzdálené pozadové zdroje. Od silného čočkování oblouků a prstenců kolem masivních kup galaxií až po slabé čočkování kosmického šumu na velkých oblastech oblohy a mikročočkování odhalující exoplanety či kompaktní objekty – čočkovací metody se staly neoddělitelnou součástí moderní astrofyziky a kosmologie.
Sledováním změn trajektorie světla vědci s minimem předpokladů mapují haly temné hmoty, měří amplitudu růstu struktury na velkých škálách a zpřesňují parametry kosmické expanze – zejména v kombinaci s metodami barionových akustických oscilací nebo výpočtem Hubbleovy konstanty z časových zpoždění. V budoucnu rozsáhlé nové průzkumy (Rubin Observatory, Euclid, Roman, pokročilé 21 cm systémy) ještě více rozšíří čočkovací data, možná odhalí jemnější vlastnosti temné hmoty, zpřesní vývoj temné energie či otevřou nové gravitační jevy. Gravitační čočkování tak zůstává v centru precizní kosmologie, spojujíc teorii obecné relativity s pozorováními za účelem pochopení neviditelných kosmických struktur a nejvzdálenějšího vesmíru.
Literatura a další čtení
- Einstein, A. (1936). „Čočkový efekt hvězdy způsobený odchylkou světla v gravitačním poli.“ Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). „O pravděpodobnosti detekce mlhovin působících jako gravitační čočky.“ Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). „Přímý empirický důkaz existence temné hmoty.“ The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). „Slabé gravitační čočkování.“ Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). „Silné gravitační čočkování galaxií.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.