Esiplaanimasside kogumid kasutatakse kaugete objektide suurendamiseks ja moonutamiseks
Einsteini Ennustus ja Kumerduse Kontseptsioon
Gravitatsiooniline kumerdus tuleneb üldrelatiivsusteooriast – mass (või energia) kõverdab ruumajat, mistõttu valguskiired, lähenedes massiivsetele objektidele, kalduvad. Selle asemel, et liikuda sirgjooneliselt, pöörduvad footonid massikogumi poole. Albert Einstein mõistis varakult, et piisavalt suur esiplaanimass võib toimida "kumerdajana" kaugele allikale, sarnaselt optilisele läätsale, mis murdub ja fookustab valgust. Alguses arvas ta, et selline nähtus on väga haruldane. Kuid tänapäeva astronoomia näitab, et kumerdus ei ole lihtsalt huvitav haruldus – see on sage nähtus, mis annab erakordse võimaluse uurida massi jaotust (sh tumedat ainet) ning suurendab kaugete, nõrkade taustagalaktikate või kvasaari kujutisi.
Kumerdus avaldub erinevatel skaalaastmetel:
- Tugev kumerdus – eredad mitmekordsed kujutised, kaared või Einsteini rõngad, kui ruumiline paigutus on väga täpne.
- Nõrk kumerdus – taustagalaktikate kuju väiksed moonutused ("venitus"), mida kasutatakse statistiliselt suuremahulise struktuuri modelleerimiseks.
- Mikrokumerdus – esiplaanil olev täht või kompaktne objekt tugevdab ajutiselt tausttähe valgust, võimaldades avastada eksoplaneete või tumedaid tähejäänukite objekte.
Iga kumerduse tüüp kasutab gravitatsiooni võimet valgust murda ja uurib seeläbi massiivseid struktuure – galaktikaparvi, galaktikahaloid või isegi üksikuid tähti. Seetõttu peetakse gravitatsioonilist kumerdust "loomulikuks teleskoobiks", mis mõnikord annab tohutu suurenduse kaugetele objektidele (mida muidu ei näeks).
2. Gravitatsioonilise Kumerduse Teoreetilised Alused
2.1 Valguse Kaldumine Üldrelatiivsusteooria Kohaselt
Üldrelatiivsusteooria väidab, et footonid liiguvad kõverdatud ruumajas geodeetiliste radade mööda. Ümber sfäärilise massi (nt tähe või galaktikaparve) nõrga välja lähenemises on kõrvalekalde nurk:
α ≈ 4GM / (r c²),
kus G on gravitatsioonikonstant, M on läätsi mass, r on löögiparameeter (impact parameter), c on valguse kiirus. Massiivsete galaktikaparvede või suurte halo puhul võib kõrvalekalle ulatuda sekundite või kümnete kaarsekunditeni, piisavalt suur, et tekitada nähtavaid mitmekordseid taustagalaktikate kujutisi.
2.2 Läätsi võrrand ja nurkade seosed
Läätsendusgeomeetrias seob läätsi võrrand vaadeldava kujutise asukoha (θ) tegeliku allika nurkpositsiooniga (β) ja kõrvalekalle nurga α(θ). Selle võrrandisüsteemi korral võib mõnikord tekkida mitu kujutist, kaari või rõngaid, sõltuvalt joondusest ja läätsi massijaotusest. „Einsteini rõnga raadius“ lihtsa punktläätsi puhul:
θE = √(4GM / c² × DLS / (DL DS)),
kus DL, DS, DLS – vastavalt läätsi, allika ja nende vahelise lõigu nurkdiameetrite kaugused. Realistlikumates juhtumites (galaktikaparved, elliptilised galaktikad) lahendatakse kahe-mõõtmelise massiprojektsiooni läätsenduspotentsiaal.
3. Tugev gravitatsiooniline läätsendus: kaared, rõngad ja mitmekordsed kujutised
3.1 Einsteini rõngad ja mitmekordsed kujutised
Kui taustallikas, lääts ja vaatleja on peaaegu joondunud, võib näha lähedast rõngakujulist kujutist, mida nimetatakse Einsteini rõngaks. Kui joondus on vähem täpne või massijaotus ebaühtlane, on nähtavad mitmekordsed kujutised samast taustagalaktikast või kvasaarest. Kuulsad näited:
- Topelkvasaari QSO 0957+561
- Einsteini rist galaktika eesliinis (Q2237+030)
- Abell 2218 kaared klastri läätse juures
3.2 Klastrite läätsed ja hiiglaslikud kaared
Massiivsed galaktikaklastrid on eredaimad tugevad läätsed. Suur gravitatsioonipotentsiaal võib tekitada hiiglaslikke kaari – venitatud taustagalaktikate kujutisi. Mõnikord on nähtavad radiaalsed kaared või mitmekordsed kujutised erinevatest allikatest. Hubble kosmoseteleskoop on jäädvustanud muljetavaldavaid kaarestruktuure selliste klastrite ümber nagu Abell 1689, MACS J1149 jt. Need kaared võivad olla suurendatud 10–100 korda, paljastades kõrge punanihkega (z > 2) galaktikate detaile. Mõnikord on nähtav "täielik" rõngas või selle segmendid, mida kasutatakse klastri tumeaine jaotuse määramiseks.
3.3 Läätse kui kosmiline teleskoop
Tugev läätse annab astronoomidele võimaluse vaadelda kaugeid galaktikaid suurema lahutusega või eredusega, kui see oleks ilma läätse efektita võimalik. Näiteks võib nõrk galaktika z > 2 olla esiplaanil oleva klastri poolt piisavalt suurendatud, et saada selle spekter või morfoloogiline analüüs. See "looduse teleskoobi" efekt on toonud avastusi tähetõusu piirkondade, metalli sisalduste ja morfoloogiliste tunnuste kohta eriti suure punanihkega galaktikates, täites vaatluste lünki galaktikate evolutsiooni uurimisel.
4. Nõrk gravitatsiooniline läätse: kosmiline läätse ja massikaardid
4.1 Väikesed taustagalaktikate moonutused
Nõrga läätse puhul on valguse kõverdamine väike, mistõttu taustagalaktikad näivad veidi venitatud (läätse efekt). Kuid analüüsides paljude galaktikate kujusid suurtes taeva piirkondades, leitakse korreleeritud kujumuutused, mis peegeldavad esiplaanil oleva massistruktuuri. Ühe galaktika kujutise "müra" on suur, kuid sadade tuhandete või miljonite galaktikate andmete summamisel ilmneb ~1% tasemel läätse väli.
4.2 Klastrite nõrk gravitatsiooniline läätse
Tuginedes keskmisele tangentsiaalsele läätsele klastrikeskme ümber, on võimalik mõõta klastri massi ja massijaotust. See meetod ei sõltu dünaamilisest tasakaalust ega röntgenkiirguse gaasimudelitest, näidates otseselt tumeaine haloesid. Vaatlused kinnitavad, et klastrites on palju rohkem massi kui ainult kiirgav aine, rõhutades tumeaine tähtsust.
4.3 Kosmilise läätse ülevaated
Kosmiline läätse, suuremahulise nõrga gravitatsioonilise läätsestatuse, mida põhjustab aine jaotus vaatekiire suunas, on oluline struktuuride kasvu ja geomeetria mõõt. Sellised ülevaated nagu CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS ja tulevased Euclid, Roman hõlmavad tuhandeid ruutkraade, võimaldades piirata aine kõikumuste amplituudi (σ8), aine tihedust (Ωm) ja tumedat energiat. Saadud tulemusi kontrollitakse võrdluses KFS (CMB) parameetritega, otsides võimalikke uusi füüsika tunnuseid.
5. Mikroläätsestamine: Tähtede või Planeetide Skaalal
5.1 Punktmassläätsed
Kui kompaktne objekt (täht, must auk või eksoplaneet) läätsestab tausttähe, tekib mikroläätsestamine. Tausttähe heleduse ajutine suurenemine objekti möödumisel tekitab tüüpilise heleduse kõvera. Kuna Einsteini rõngas on siin väga väike, siis mitmekordsed kujutised ei eristu ruumiliselt, kuid mõõdetakse kogu heleduse muutust, mis mõnikord on märkimisväärne.
5.2 Eksoplaneetide Avastamine
Mikroläätsestamine on eriti tundlik läätsestava tähe planeetide suhtes. Väike muutus läätsestamise heleduse kõveras näitab planeeti, mille massisuhe võib olla vaid ~1:1000 või veel väiksem. Sellised ülevaated nagu OGLE, MOA, KMTNet on juba avastanud eksoplaneete laialistel orbiitidel või hämarate / keskse tõusu tähtede ümber, mis on teiste meetoditega kättesaamatud. Mikroläätsestamine uurib ka tähtede jäänuste musti auke või „rändavaid“ objekte Linnuteel.
6. Teaduslik Rakendus ja Peamised Tulemused
6.1 Galaktikate ja Klastrite Massijaotus
Läätsestamine (nii tugev kui nõrk) võimaldab koostada kahemõõtmelisi massiprojektsioone – nii saab otseselt mõõta tumeaine haloesid. Näiteks „Palliklastris“ (Bullet Cluster) näitab läätsestamine, et pärast kokkupõrget eraldus tumeaine baryoonsetest gaasidest, tõestades, et tumeaine praktiliselt ei suhtle. „Galaktika-galaktika“ läätsestamine kogub nõrka läätsestamist paljude galaktikate ümber, võimaldades määrata halo keskmist profiili, võttes arvesse heleduse või galaktika tüübi.
6.2 Tume Energia ja Laienemine
Läätsestamise geomeetria (nt klastri tugev läätsestamine või kosmilise nihke tomograafia) kombineerimine kauguse-punanihe seostega võimaldab piirata universumi laienemist, eriti uurides mitme lainepikkusega läätsestamise efekte. Näiteks mitmekordsete kvasaari aegviivituste (time-delay) abil saab arvutada H0, kui massimudel on hästi teada. „H0LiCOW“ koostöö, mõõtes kvasaari aegviivitusi, sai H0 ~73 km/s/Mpc, mis panustab „Hubble pinge“ aruteludesse.
6.3 Kaugse Universumi Suum
Tugev klastrite gravitatsiooniline läätsestamine annab suumi kaugetele galaktikatele, vähendades tõhusalt nende avastamise heleduse läve. Tänu sellele on õnnestunud registreerida eriti kõrge punanihega galaktikaid (z > 6–10) ja neid detailselt uurida, mida praegused teleskoobid ilma läätsestamiseta ei suudaks. Näide on „Frontier Fields“ programm, kus Hubble teleskoop jälgis kuut massiivset klastrit kui gravitatsioonilisi teleskoope, avastades sadu hämaraid läätsestatud allikaid.
7. Tuleviku Suunad ja Tulevased Projektid
7.1 Maapealsed Ülevaated
Sellised projektid nagu LSST (praegu Vera C. Rubini observatoorium) plaanivad mõõta kosmilist kiudvõrku ~18 000 deg2 alal uskumatute sügavusteni, võimaldades miljardite galaktikate kuju määramist nõrga läätseefekti jaoks. Samal ajal võimaldavad spetsialiseeritud klastrite läätseefekti programmid mitmes lainepikkuses täpselt määrata tuhandete klastrite massi, uurida suuremahulist struktuuri ja pimedat ainet.
7.2 Kosmilised Missioonid: Euclid ja Roman
Euclid ja Roman teleskoobid töötavad laias lähedal-infrapuna vahemikus ning viivad läbi spektroskoopiat kosmosest, tagades väga kõrge kvaliteediga suurte taevaalade nõrga läätseefekti mõõtmised minimaalse atmosfääri moonutusega. See võimaldab täpselt kaardistada kosmilist kiudvõrku kuni z ∼ 2, seostades signaale kosmilise laienemise, aine kogunemise ja neutriinimassi piirangutega. Nende koostöö maapealsete spektroskoopiliste ülevaadetega (DESI jt) on vajalik fotomeetriliste punanihkete kalibreerimiseks, pakkudes usaldusväärset 3D läätseefekti tomograafiat.
7.3 Uue Põlvkonna Klastrite ja Tugeva Läätseefekti Uuringud
Praegused Hubble'i ja tulevased James Webbi ning 30 m klassi maapealsed teleskoobid võimaldavad veelgi põhjalikumalt uurida tugevalt läätseeritud galaktikaid, võimaldades avastada üksikuid täheparvi või täheteket kosmilise koidiku perioodil. Samuti arendatakse uusi masinõppe algoritme, mis leiavad kiiresti tugeva läätseefekti juhtumeid tohututes pildikataloogides, laiendades gravitatsiooniliste läätseefektide valikut.
8. Järelejäänud Väljakutsed ja Perspektiivid
8.1 Massimudelite Süsteemsed Vead
Tugevas läätseefektis võib massijaotuse mudeli määramatus raskendada täpsete kauguste või Hubble'i konstandi määramist. Nõrga läätseefekti puhul on väljakutseks galaktikate kuju mõõtmise süsteemid ja fotomeetriliste punanihkete vead. Täpne kalibreerimine ja arenenud mudelid on vajalikud, et läätseefekti andmeid saaks kasutada täppiskosmoloogias.
8.2 Ekstreemse Füüsika Otsingud
Gravitatsiooniline läätseefekt võib paljastada ebatavalisi nähtusi: pimedat ainet sisaldavad alamstruktuurid (halo sees), omavahel toimivat pimedat ainet või esialgseid musti auke. Läätseefekt võib samuti testida muudetud gravitatsiooni teooriaid, kui läätseeritud klastrid näitaksid massistruktuuri, mis erineb ΛCDM prognoosist. Seni ei ole standardne ΛCDM tulemusi ümber lükanud, kuid põhjalikud läätseefekti uuringud võivad avastada peeneid kõrvalekaldeid, mis viitavad uuele füüsikale.
8.3 Hubble'i pinge ja ajaviivitusega läätsid
Ajaviivitusega läätsimine mõõdab erinevate kvasaari kujutiste signaali saabumise erinevust ja võimaldab määrata H0. Mõned uuringud leiavad suurema H0 väärtust, mis on lähemal lokaalsete mõõtmistele, tugevdades nii „Hubble'i pinget“. Süsteemsete vigade vähendamiseks täiustatakse läätsimismasside mudeleid, jälgitakse supermassiivsete mustade aukude aktiivsust ja suurendatakse selliste süsteemide arvu – võib-olla aitab see lahendada või kinnitada selle vastuolu.
9. Kokkuvõte
Gravitatsiooniline läätsimine – valguse kõverdamine esiplaani masside tõttu – toimib kui loomulik kosmiline teleskoop, võimaldades samaaegselt nii massijaotust mõõta (sh tumeainet) kui ka kaugeid taustallikaid suurendada. Alates tugevast läätsimisest kaarte ja rõngaid massiivsete klastrite või galaktikate ümber kuni nõrga läätsimiseni kosmilises niiskuses suurtes taevaosades ning mikroläätsimise efektideni, mis paljastavad eksoplaneete või kompaktseid objekte – läätsimismeetodid on saanud lahutamatuks kaasaegsest astrofüüsikast ja kosmoloogiast.
Jälgides valguse trajektoori muutusi, kaardistavad teadlased minimaalse eeldustega tumeaine halod, mõõdavad suuremastaabilise struktuuri kasvu amplituudi ja täpsustavad kosmilise laienemise parameetreid – eriti kombineerides baarioniliste akustiliste võnkumiste meetoditega või arvutades ajaviivituse kaudu Hubble'i konstandi. Tulevikus laiendavad suured uued ülevaated (Rubini observatoorium, Euclid, Roman, arenenud 21 cm süsteemid) veelgi läätsimise andmeid, võib-olla paljastades tumeaine peenemaid omadusi, täpsustades tumeda energia arengut või avades uusi gravitatsiooninähtusi. Seega jääb gravitatsiooniline läätsimine täppiskosmoloogia keskmesse, ühendades üldrelatiivsusteooria vaatlustega, et mõista nähtamatuid kosmose karkasse ja kaugeimat universumit.
Kirjandus ja lisalugemine
- Einstein, A. (1936). „Tähe läätsitaoline toime valguse kõverdamisel gravitatsiooniväljas.“ Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). „Tõenäosusest tuvastada udukogusid, mis toimivad gravitatsiooniliste läätsidena.“ Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). „Otsekohene empiiriline tõestus pimedaine olemasolule.“ The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). „Nõrk gravitatsiooniline läätsimine.“ Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). „Tugev gravitatsiooniline läätsimine galaktikate poolt.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.