Скопления передней массы используются для увеличения и искажения более далеких объектов
Прогноз Эйнштейна и понятие линзирования
Гравитационное линзирование происходит из теории общей относительности – масса (или энергия) искривляет пространство-время, поэтому лучи света, приближаясь к массивным объектам, отклоняются. Вместо того чтобы двигаться по прямым траекториям, фотоны поворачиваются в сторону скопления массы. Альберт Эйнштейн рано понял, что достаточно большая передняя масса может действовать как «линза» для далёкого источника, подобно оптической линзе, преломляющей и фокусирующей свет. Изначально он считал, что такое явление очень редкое. Однако современная астрономия показывает, что линзирование – не просто интересная редкость, а частое явление, предоставляющее исключительную возможность изучать распределение массы (включая тёмную материю) и увеличивающее изображения далеких, тусклых фоновых галактик или квазаров.
Линзирование проявляется в различных масштабах:
- Сильное линзирование – яркие множественные изображения, дуги или кольца Эйнштейна, когда пространственное расположение очень хорошо совпадает.
- Слабое линзирование – небольшие искажения формы фоновых галактик («сдвиг»), используемые для статистического моделирования крупномасштабной структуры.
- Микролинзирование – передняя звезда или компактный объект временно усиливает фоновую звезду, может выявлять экзопланеты или тёмные объекты остатков звёзд.
Каждый тип линзирования использует способность гравитации преломлять свет и таким образом исследует массивные структуры – скопления галактик, галактические гало или даже отдельные звёзды. Поэтому гравитационное линзирование считается «естественным телескопом», иногда обеспечивающим огромное увеличение далеких объектов (которые в противном случае были бы невидимы).
2. Теоретические основы гравитационного линзирования
2.1 Отклонение света согласно BR
Общая теория относительности утверждает, что фотоны движутся по геодезическим в искривлённом пространстве-времени. Вокруг сферической массы (например, звезды или скопления) в приближении слабого поля угол отклонения:
α ≈ 4GM / (r c²),
где G – гравитационная постоянная, M – масса линзы, r – параметр удара (impact parameter), c – скорость света. Для массивных скоплений галактик или больших гало отклонение может достигать секунд или десятков угловых секунд, достаточно большого, чтобы создать видимые множественные изображения фоновых галактик.
2.2 Уравнение Линзы и Связь Углов
В геометрии линзирования уравнение линзы связывает наблюдаемое положение изображения (θ) с истинным угловым положением источника (β) и углом отклонения α(θ). В этой системе уравнений иногда получается несколько изображений, дуг или колец, в зависимости от расположения и распределения массы линзы. «Радиус кольца Эйнштейна» для простого случая точечной линзы:
θE = √(4GM / c² × DLS / (DЛ DS)),
где DЛ, DS, DLS – соответственно угловые диаметры отрезков линзы, источника и между ними. В более реалистичных случаях (скопления галактик, эллиптические галактики) решается задача потенциала линзирования двумерной проекции массы.
3. Сильное Гравитационное Линзирование: Дуги, Кольца и Множественные Изображения
3.1 Кольца Эйнштейна и Множественные Изображения
Когда фонный источник, линза и наблюдатель почти выровнены, можно увидеть изображение, близкое к кольцу, называемое кольцом Эйнштейна. Если выравнивание менее точное или распределение массы асимметрично, наблюдаются множественные изображения той же фоновой галактики или квазара. Известные примеры:
- Двойной квазар QSO 0957+561
- Крест Эйнштейна (Q2237+030) в передней части галактики
- Abell 2218 — дуги в линзе скопления
3.2 Линзы скоплений и гигантские дуги
Массивные скопления галактик являются самыми яркими сильными линзами. Огромный гравитационный потенциал может создавать гигантские дуги — вытянутые изображения фоновых галактик. Иногда видны радиальные дуги или множественные изображения разных источников. Космический телескоп Хаббла запечатлел впечатляющие дуговые структуры вокруг таких скоплений, как Abell 1689, MACS J1149 и других. Эти дуги могут быть увеличены в 10–100 раз, раскрывая детали галактик с большим красным смещением (z > 2). Иногда видны «полные» кольца или их сегменты, используемые для определения распределения тёмной материи в скоплении.
3.3 Линзирование как космический телескоп
Сильное линзирование даёт астрономам возможность наблюдать удалённые галактики с более высоким разрешением или яркостью, чем это было бы возможно без линзирования. Например, тусклая галактика с z > 2 может быть достаточно увеличена передним скоплением, чтобы получить её спектр или анализ морфологии. Этот эффект «естественного телескопа» привёл к открытиям в областях звездообразования, металличности и морфологических признаков в галактиках с очень большим красным смещением, заполняя пробелы в исследованиях эволюции галактик.
4. Слабое линзирование: космическая деформация и карты массы
4.1 Незначительные искажения фоновых галактик
При слабом линзировании отклонения света малы, поэтому фоновые галактики выглядят слегка вытянутыми (деформация). Однако при анализе форм множества галактик в больших областях неба обнаруживаются коррелированные изменения формы, отражающие структуру передней массы. «Шум» формы одной галактики велик, но при суммировании данных сотен тысяч или миллионов галактик проявляется поле деформации примерно на уровне ~1%.
4.2 Слабое линзирование скоплений
Основываясь на среднем значении тангенциальной деформации вокруг центра скопления, можно измерить массу скопления и распределение массы. Этот метод не зависит от динамического равновесия или моделей рентгеновского излучения газа, поэтому напрямую показывает тёмные гало. Наблюдения подтверждают, что в скоплениях существует гораздо больше массы, чем просто светящаяся материя, подчёркивая важность тёмной материи.
4.3 Обзоры космической деформации
Космическая деформация, слабое гравитационное линзирование большого масштаба, вызванное распределением вещества вдоль луча зрения, является важной мерой роста структур и геометрии. Обзоры, такие как CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS и будущие Euclid, Roman, охватывающие тысячи квадратных градусов, позволяют ограничить амплитуду флуктуаций материи (σ8), плотность материи (Ωm) и тёмную энергию. Полученные результаты проверяются путём сравнения с параметрами КФС (CMB), чтобы искать возможные признаки новой физики.
5. Микролинзирование: Масштаб Звёзд или Планет
5.1 Точечные Массовые Линзы
Когда компактный объект (звезда, чёрная дыра или экзопланета) линзирует фоновую звезду, возникает микролинзирование. Яркость фоновой звезды временно увеличивается при прохождении объекта, вызывая типичную кривую яркости. Поскольку кольцо Эйнштейна здесь очень мало, множественные изображения пространственно не различимы, но измеряется общий значительный световой эффект.
5.2 Обнаружение Экзопланет
Микролинзирование особенно чувствительно к планетам звёзд-линз. Небольшое изменение в кривой яркости линзирования указывает на планету с отношением масс примерно ~1:1000 или меньше. Такие обзоры, как OGLE, MOA, KMTNet, уже обнаружили экзопланеты на широких орбитах или вокруг тусклых / центральных выпуклых звёзд, недоступных другим методам. Микролинзирование также исследует чёрные дыры остатков звёзд или «блуждающие» объекты в Млечном Пути.
6. Научное Применение и Основные Результаты
6.1 Распределение Массы Галактик и Скоплений
Линзирование (как сильное, так и слабое) позволяет строить двумерные проекции массы – таким образом можно напрямую измерять гало тёмной материи. Например, в «Скоплении Пули» (Bullet Cluster) линзирование показывает, что после столкновения тёмная материя «отделилась» от барионного газа, доказывая, что тёмная материя почти не взаимодействует. «Галактика–галактика» линзирование аккумулирует слабое линзирование вокруг множества галактик, позволяя определить средний профиль гало в зависимости от яркости или типа галактики.
6.2 Тёмная Энергия и Расширение
Совмещая геометрию линзирования (например, сильное линзирование скопления или томографию космического сдвига) с зависимостями расстояния от красного смещения, можно ограничить космологическое расширение, особенно изучая многоцветные эффекты линзирования. Например, временные задержки множества квазаров (time-delay) позволяют вычислять H0, если хорошо известна модель массы. Сотрудничество «H0LiCOW», измеряя временные задержки квазаров, получило H0 ~73 км/с/Мпк, способствует дискуссиям о «напряжении Хаббла».
6.3 Увеличение Дальней Вселенной
Сильное гравитационное линзирование скоплений обеспечивает увеличение для далеких галактик, эффективно снижая порог яркости их обнаружения. Благодаря этому удалось зарегистрировать галактики с очень высоким красным смещением (z > 6–10) и подробно их изучать, что было бы невозможно с текущими телескопами без линзирования. Пример – программа «Frontier Fields», в рамках которой телескоп Хаббл наблюдал шесть массивных скоплений как гравитационные линзы, обнаруживая сотни тусклых линзированных источников.
7. Будущие направления и предстоящие проекты
7.1 Наземные обзоры
Такие проекты, как LSST (ныне обсерватория Vera C. Rubin), планируют измерения космической паутины на площади ~18 000 deg2 с невероятной глубиной, позволяя миллиардам галактик определять формы для слабого линзирования. В то же время специализированные программы линзирования скоплений в нескольких диапазонах позволят детально определить массу тысяч скоплений, исследовать крупномасштабную структуру и свойства темной материи.
7.2 Космические миссии: Euclid и Roman
Euclid и Roman телескопы будут работать в широком диапазоне ближнего ИК и проводить спектроскопию из космоса, обеспечивая высококачественное слабое линзирование больших участков неба с минимальными атмосферными искажениями. Это позволит точно картировать космическую паутину до z ∼ 2, связывая сигналы с космическим расширением, накоплением материи и ограничениями на массу нейтрино. Их сотрудничество с наземными спектроскопическими обзорами (DESI и др.) необходимо для калибровки фотометрических красных смещений, обеспечивая надежную 3D томографию линзирования.
7.3 Исследования новых поколений скоплений и сильного линзирования
Текущие телескопы Хаббла и будущие James Webb и наземные телескопы класса 30 м позволят еще тщательнее изучать сильно линзированные галактики, возможно обнаруживая отдельные звездные скопления или области звездообразования в эпоху космического рассвета. Также разрабатываются новые цифровые (machine learning) алгоритмы, быстро находящие случаи сильного линзирования в огромных каталогах изображений, расширяя выборку гравитационных линз.
8. Оставшиеся вызовы и перспективы
8.1 Систематика моделирования массы
В сильном линзировании, если модель распределения массы неопределенна, может быть сложно точно определить расстояния или постоянную Хаббла. В слабом линзировании вызовом становятся системы измерения форм галактик и ошибки фотометрических красных смещений. Тщательная калибровка и продвинутые модели необходимы для использования данных линзирования в точной космологии.
8.2 Поиск экстремальной физики
Гравитационное линзирование может выявить необычные явления: субструктуры темной материи (субструктуры в гало), взаимодействующую темную материю или первичные черные дыры. Линзирование также может проверить теории модифицированной гравитации, если линзируемые скопления покажут иную структуру массы, чем предсказывает ΛCDM. Пока стандартная модель ΛCDM не противоречит результатам, но детальные исследования линзирования могут обнаружить тонкие отклонения, указывающие на новую физику.
8.3 Напряжение Хаббла и линзы с временной задержкой
Линзирование с временной задержкой измеряет разницу во времени прихода сигналов от разных изображений квазара и позволяет определить H0. Некоторые исследования находят более высокое значение H0 значение, более близкое к локальным измерениям, тем самым усиливая «напряжение Хаббла». Для снижения систематических ошибок совершенствуются модели масс линз, наблюдения активности сверхмассивных чёрных дыр и расширяется число таких систем — возможно, это поможет разрешить или подтвердить это расхождение.
9. Заключение
Гравитационное линзирование — отклонение света из-за масс на переднем плане — действует как естественный космический телескоп, позволяя одновременно измерять распределение массы (включая тёмную материю) и увеличивать удалённые фоновые источники. От сильного линзирования дуг и колец вокруг массивных скоплений или галактик до слабого линзирования космического сдвига в больших участках неба и эффектов микролинзирования, раскрывающих экзопланеты или компактные объекты — методы линзирования стали неотъемлемой частью современной астрофизики и космологии.
Наблюдая изменения траекторий света, учёные с минимальными допущениями картируют гало тёмной материи, измеряют амплитуду роста структур крупного масштаба и уточняют параметры космического расширения — особенно в сочетании с методами барионных акустических колебаний или вычисляя постоянную Хаббла по временным задержкам. В будущем крупные новые обзоры (обсерватория Рубина, Euclid, Roman, продвинутые 21 см системы) ещё больше расширят данные по линзированию, возможно, раскрывая более тонкие свойства тёмной материи, уточняя эволюцию тёмной энергии или даже открывая новые гравитационные явления. Таким образом, гравитационное линзирование остаётся в центре прецизионной космологии, связывая теорию общей относительности с наблюдениями для понимания невидимых каркасов космоса и далёкой Вселенной.
Литература и дополнительное чтение
- Einstein, A. (1936). «Действие звезды как линзы за счёт отклонения света в гравитационном поле.» Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). «О вероятности обнаружения туманностей, действующих как гравитационные линзы.» Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). «Прямое эмпирическое доказательство существования темной материи.» The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). «Слабое гравитационное линзирование.» Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). «Сильное гравитационное линзирование галактик.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.