Скупчення передньої маси використовують для збільшення та спотворення віддалених об’єктів
Прогноз Ейнштейна та поняття лінзування
Гравітаційне лінзування виникає з теорії загальної теорії відносності – маса (або енергія) викривляє простір-час, тому промені світла, наближаючись до масивних об’єктів, відхиляються. Замість того, щоб рухатися прямолінійно, фотони повертають у бік скупчення маси. Альберт Ейнштейн ще рано зрозумів, що достатньо велика передня маса може діяти як «лінза» для далекого джерела, подібно до оптичної лінзи, що заломлює і фокусує світло. Спочатку він вважав, що це явище дуже рідкісне. Однак сучасна астрономія показує, що лінзування – це не просто цікава рідкість, а часте явище, що дає унікальну можливість досліджувати розподіл маси (включно з темною матерією) і збільшує зображення далеких, тьмяних фонових галактик чи квазарів.
Лінзування проявляється на різних масштабах:
- Сильне лінзування – яскраві множинні зображення, дуги або кільця Ейнштейна, коли просторове розташування дуже добре збігається.
- Слабке лінзування – незначні спотворення форм фонових галактик («зсув»), які використовують для статистичного моделювання крупномасштабної структури.
- Мікролінзування – передня зірка або компактний об’єкт тимчасово посилює фонову зірку, може виявляти екзопланети чи темні об’єкти залишків зірок.
Кожен тип лінзування використовує здатність гравітації заломлювати світло і таким чином досліджує масивні структури – скупчення галактик, галактичні гало або навіть окремі зірки. Тому гравітаційне лінзування вважається «природним телескопом», який іноді дає величезне збільшення далеких об’єктів (яких інакше не побачили б).
2. Теоретичні основи гравітаційного лінзування
2.1 Відхилення світла за BR
Загальна теорія відносності стверджує, що фотони рухаються геодезичними у викривленому просторі-часі. Навколо сферичної маси (наприклад, зірки чи скупчення) у наближенні слабкого поля кут відхилення:
α ≈ 4GM / (r c²),
де G – гравітаційна стала, M – маса лінзи, r – параметр удару (impact parameter), c – швидкість світла. Для масивних скупчень галактик або великих гало відхилення може сягати секунд або десятків кутових секунд, достатньо великого, щоб створити видимі множинні зображення фонових галактик.
2.2 Рівняння лінзи та зв’язки кутів
У геометрії лінзування рівняння лінзи пов’язує спостережуване положення зображення (θ) з істинним кутовим положенням джерела (β) та кутом відхилення α(θ). У цій системі рівнянь іноді отримують кілька зображень, дуг або кілець залежно від розташування та розподілу маси лінзи. «Радіус кільця Ейнштейна» для простого випадку точкової лінзи:
θE = √(4GM / c² × DLS / (DЛ DS)),
де DЛ, DS, DLS – відповідно кутові діаметри відрізків лінзи, джерела та між ними. У реалістичніших випадках (скупчення галактик, еліптичні галактики) розв’язується задача двовимірної проекції маси потенціалу лінзування.
3. Сильне гравітаційне лінзування: дуги, кільця та множинні зображення
3.1 Кільця Ейнштейна та множинні зображення
Коли фонове джерело, лінза і спостерігач майже вирівняні, можна побачити зображення, близьке до кільця, яке називається кільцем Ейнштейна. Якщо розташування менш точне або розподіл маси асиметричний, спостерігаються множинні зображення тієї ж фонової галактики чи квазара. Відомі приклади:
- Подвійний квазар QSO 0957+561
- Хрест Ейнштейна (Q2237+030) у передній частині галактики
- Abell 2218 дуги в лінзі скупчення
3.2 Лінзи Скупчень і Гігантські Дуги
Масивні скупчення галактик є найяскравішими сильними лінзами. Величезний гравітаційний потенціал може створювати гігантські дуги – витягнуті зображення фонових галактик. Іноді видно радіальні дуги або множинні зображення різних джерел. Космічний телескоп Габбла зафіксував вражаючі структури дуг навколо таких скупчень, як Abell 1689, MACS J1149 та ін. Ці дуги можуть бути збільшені у 10–100 разів, відкриваючи деталі галактик з великим червоним зсувом (z > 2). Іноді видно «повне» кільце або його сегменти, які використовують для визначення розподілу темної матерії скупчення.
3.3 Лінзування як Космічний Телескоп
Сильне лінзування дає астрономам можливість спостерігати далекі галактики з більшою роздільною здатністю чи яскравістю, ніж це було б можливо без лінзування. Наприклад, тьмяна галактика з z > 2 може бути достатньо збільшена переднім скупченням, щоб отримати її спектр чи аналіз морфології. Цей ефект «природного телескопа» призвів до відкриттів про регіони зореутворення, металізацію чи морфологічні ознаки у галактиках з дуже великим червоним зсувом, заповнюючи прогалини в дослідженнях еволюції галактик.
4. Слабке Лінзування: Космічний Зсув і Карти Маси
4.1 Невеликі Викривлення Фонових Галактик
При слабкому лінзуванні відхилення світла невеликі, тому фонові галактики виглядають трохи витягнутими (зсув). Однак аналізуючи форми багатьох галактик у великих ділянках неба, виявляють корельовані зміни форм, що відображають передню масову структуру. Форма однієї галактики має великий «шум», але сумуючи дані сотень тисяч чи мільйонів галактик, виявляється поле зсуву приблизно на рівні ~1%.
4.2 Слабке Лінзування Скупчень
На основі середнього тангенціального зсуву навколо центру скупчення можна виміряти масу скупчення та розподіл маси. Цей метод не залежить від динамічної рівноваги чи моделей рентгенівського випромінювання газу, тому безпосередньо показує гало темної матерії. Спостереження підтверджують, що в скупченнях існує значно більше маси, ніж лише світної матерії, підкреслюючи важливість темної матерії.
4.3 Огляди Космічного Зсуву
Космічний зсув, масштабне слабке гравітаційне лінзування, спричинене розподілом матерії вздовж світлового променя, є важливим показником росту структур і геометрії. Огляди, такі як CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS та майбутні Euclid, Roman, охоплюють тисячі квадратних градусів, дозволяючи обмежити амплітуду флуктуацій матерії (σ8), густину матерії (Ωm) і темну енергію. Отримані результати перевіряються шляхом порівняння з параметрами КФС (CMB), шукаючи можливі ознаки нової фізики.
5. Мікролінзування: на Рівні Зірок чи Планет
5.1 Точкові Масові Лінзи
Коли компактний об’єкт (зірка, чорна діра або екзопланета) лінзує фонову зірку, утворюється мікролінзування. Яскравість фонової зірки тимчасово зростає під час проходження об’єкта, створюючи типову криву яскравості. Оскільки кільце Ейнштейна тут дуже мале, множинні зображення не розрізняються просторово, але вимірюється загальна зміна яскравості, іноді значна.
5.2 Виявлення Екзопланет
Мікролінзування особливо чутливе до планет лінзуючої зірки. Невелика зміна на кривій яскравості лінзування вказує на планету, масове співвідношення якої може бути лише ~1:1000 або навіть меншим. Огляди, такі як OGLE, MOA, KMTNet, вже виявили екзопланети на широких орбітах або навколо слабких / центральних зірок, недоступних іншим методам. Мікролінзування також досліджує чорні діри залишків зірок або «блукаючі» об’єкти в Чумацькому Шляху.
6. Наукове Застосування та Основні Результати
6.1 Розподіл Маси Галактик і Скупчень
Лінзування (як сильне, так і слабке) дозволяє створювати двовимірні проекції маси – таким чином можна безпосередньо вимірювати гало темної матерії. Наприклад, у «Скупченні Кулі» (Bullet Cluster) лінзування показує, що після зіткнення темна матерія «відокремилася» від баріонних газів, доводячи, що темна матерія майже не взаємодіє. «Галактика–галактика» лінзування акумулює слабке лінзування навколо багатьох галактик, дозволяючи визначити середній профіль гало залежно від яскравості чи типу галактики.
6.2 Темна Енергія та Розширення
Поєднуючи геометрію лінзування (наприклад, сильне лінзування скупчення або томографію космічного шлейфу) з відстанню–червоним зсувом, можна обмежити космічне розширення, особливо досліджуючи багаточервоні ефекти лінзування. Наприклад, часові затримки множинних квазарів (time-delay) дозволяють обчислювати H0, якщо добре відома модель маси. Співпраця «H0LiCOW», вимірюючи часові затримки квазарів, отримала H0 ~73 км/с/Мпк, сприяє дискусіям про «напругу Хабла».
6.3 Збільшення Далекого Всесвіту
Сильне скупчення лінзування забезпечує збільшення далеких галактик, ефективно знижуючи поріг яскравості їх виявлення. Це дозволило зареєструвати галактики з надзвичайно великим червоним зсувом (z > 6–10) і детально їх досліджувати, що було б неможливо для сучасних телескопів без лінзування. Приклад – програма «Frontier Fields», в якій телескоп Hubble спостерігав шість масивних скупчень як гравітаційні телескопи, виявляючи сотні слабких лінзованих джерел.
7. Майбутні Напрями та Проекти
7.1 Наземні Огляди
Такі як LSST (тепер обсерваторія Вери С. Рубін) планують вимірювання космічного шлейфу на площі ~18 000 deg2 до неймовірної глибини, дозволяючи мільярди визначень форм галактик для слабкого лінзування. Тим часом спеціалізовані програми лінзування скупчень у кількох смугах дозволять детально визначити масу тисяч скупчень, досліджувати великомасштабну структуру та властивості темної матерії.
7.2 Космічні Місії: Euclid та Roman
Euclid та Roman телескопи працюватимуть у широкому діапазоні ближнього ІЧ та проводитимуть спектроскопію з космосу, забезпечуючи надзвичайно якісне слабке лінзування великих ділянок неба з мінімальними атмосферними спотвореннями. Це дозволить точно картографувати космічний шлейф до z ∼ 2, пов’язуючи сигнали з космічним розширенням, накопиченням матерії та обмеженнями маси нейтрино. Їхня співпраця з наземними спектроскопічними оглядами (DESI та ін.) необхідна для калібрування фотометричних червоних зсувів, забезпечуючи надійну 3D томографію лінзування.
7.3 Дослідження Скупчень Нового Покоління та Сильного Лінзування
Поточні телескопи Габбла та майбутні James Webb і 30-метрові наземні телескопи дозволять ще детальніше вивчати сильно лінзовані галактики, можливо виявляючи окремі зоряні скупчення або області зоряного формування в епоху космічного світанку. Також розробляються нові цифрові (machine learning) алгоритми, які швидко знаходять випадки сильного лінзування у величезних каталогах зображень, розширюючи вибірку гравітаційних лінз.
8. Залишкові Виклики та Перспективи
8.1 Систематичні Помилки Моделювання Маси
У сильному лінзуванні, якщо модель розподілу маси невизначена, може бути важко точно визначити відстані або константу Габбла. У слабкому лінзуванні викликом є системи вимірювання форм галактик і помилки фотометричних червоних зсувів. Ретельна калібрування та передові моделі необхідні, щоб використовувати дані лінзування для точної космології.
8.2 Пошуки Екстремальної Фізики
Гравітаційне лінзування може виявити незвичайні явища: підструктури темної матерії (підструктури в гало), взаємодіючі темні матерії або початкові чорні діри. Лінзування також може перевірити теорії модифікованої гравітації, якщо лінзовані скупчення покажуть іншу масову структуру, ніж передбачає ΛCDM. Поки що стандартна модель ΛCDM не суперечить результатам, але детальні дослідження лінзування можуть виявити тонкі відхилення, що свідчать про нову фізику.
8.3 Напруга Габла та лінзи з часовою затримкою
Лінзування з часовою затримкою вимірює різницю часу надходження сигналу від різних зображень квазара і дозволяє визначити H0. Деякі дослідження знаходять більшу H0 значення, ближче до локальних вимірювань, посилюючи «напругу Габла». Для зменшення систематик удосконалюють моделі мас лінз, спостереження активності надмасивних чорних дір і розширюють кількість таких систем – можливо, це допоможе розв’язати або підтвердити цю невідповідність.
9. Висновок
Гравітаційне лінзування – відхилення світла через маси переднього плану – діє як природний космічний телескоп, що одночасно дозволяє вимірювати розподіл мас (включно з темною матерією) і збільшувати віддалені фонові джерела. Від сильного лінзування дуг і кілець навколо масивних скупчень чи галактик до слабкого лінзування космічного зсуву на великих ділянках неба і мікролінзування ефектів, що виявляють екзопланети чи компактні об’єкти – методи лінзування стали невід’ємною частиною сучасної астрофізики та космології.
Спостерігаючи за змінами траєкторії світла, вчені мінімальними припущеннями картографують гало темної матерії, вимірюють амплітуду зростання структури великого масштабу і уточнюють параметри космічного розширення – особливо поєднуючи з методами баріонних акустичних коливань або обчислюючи постійну Габла за часовими затримками. У майбутньому великі нові огляди (обсерваторія Рубіна, Euclid, Roman, передові 21 см системи) ще більше розширять дані лінзування, можливо, розкриваючи дрібніші властивості темної матерії, уточнюючи еволюцію темної енергії або навіть відкриваючи нові гравітаційні явища. Отже, гравітаційне лінзування залишається в центрі прецизійної космології, поєднуючи теорію загальної відносності зі спостереженнями для розуміння невидимих каркасів космосу та найвіддаленішого Всесвіту.
Література та додаткове читання
- Einstein, A. (1936). «Дія зірки як лінзи через відхилення світла в гравітаційному полі.» Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). «Про ймовірність виявлення туманностей, які діють як гравітаційні лінзи.» Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). «Пряме емпіричне підтвердження існування темної матерії.» The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). «Слабке гравітаційне лінзування.» Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). «Сильне гравітаційне лінзування галактик.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.