Curbarea luminii de către gravitație (Lentile gravitaționale)

 (Ce este mare și albastră și se poate înfășura în jurul unei întregi galaxii? Un miraj al lentilelor gravitaționale În imagine de mai sus, gravitația unei galaxii roșii luminoase (LRG) a distorsionat gravitațional lumina de la o galaxie albastră mult mai îndepărtată. Mai exact, o astfel de curbare ușoară are ca rezultat două imagini discernabile ale galaxiei îndepărtate, dar aici alinierea lentilei este atât de precisă încât galaxia de fundal este distorsionată într-o potcoavă – un inel aproape complet. Deoarece un astfel de efect de lentilă a fost în general prezis în detaliu de Albert Einstein cu peste 70 ani în urmă, inele ca acesta sunt numite inele Einstein. Deși LRG 3-757 a fost descoperit în 2007 în datele de la Sloan Digital Sky Survey (SDSS), imaginea de mai sus este o observație de urmărire luată cu telescopul spatial Hubble. Lentile gravitaționale puternice precum LRG 3-757 sunt mai mult decât ciudate – proprietățile lor multiple permit astronomilor să determine conținutul de masă și materie întunecată a lentilelor galaxiei primare. (citare din la APOD))

O lentilă gravitațională este o distribuție a materiei (cum ar fi un grup de galaxii) între o sursă de lumină îndepărtată și un observator, capabilă să curbeze lumina de la sursă, pe măsură ce lumina se îndreaptă spre observator. Acest efect este cunoscut sub numele de curbare gravitațională, iar mărimea curbării este una dintre predicțiile teoriei generale a relativității lui Albert Einstein. (Fizica clasică prezice de asemenea curbarea luminii, dar numai jumătate din cea prezisă de relativitatea generală.)

Orest Khvolson (1924) și Frantisek Link (1936) sunt creditați, în general, ca fiind primii care au discutat acest efect. Dar acest efect este mai frecvent asociat cu Einstein, care a publicat un articol faimos pe această temă în 1936.

Fritz Zwicky a publicat în 1937 că efectul ar putea permite grupurilor de galaxii să acționeze ca lentile gravitaționale. Abia în 1979 acest efect a fost confirmat de observarea așa-numitei „Twin QSO” SBS 0957+561.

Descriere

Spre deosebire de o lentilă optică, o lentilă gravitațională produce o deformare maximă a luminii care trece cel mai aproape de centrul său și o deformare minimă a luminii care se deplasează cel mai departe de centrul său. În consecință, o lentilă gravitațională nu are un singur punct focal, ci o linie focală. Termenul „lentilă” în contextul deformării gravitaționale a luminii a fost folosit mai întâi de O.J. Lodge, care a remarcat că „nu este permis să spunem că câmpul gravitațional solar acționează ca o lentilă, pentru că nu are o distanță focală”. Dacă sursa (lumina), lentila masivă și observatorul se află într-o linie dreaptă, sursa de lumină originală va apărea ca un inel în jurul lentilei masive. Dacă există o aliniere necorespunzătoare, observatorul va vedea în schimb un segment de arc. Acest fenomen a fost menționat pentru prima dată în 1924 de către fizicianul de la St. Petersburg, Orest Chwolson, și cuantificat de Albert Einstein în 1936. Este de obicei menționat în literatură ca un inel Einstein, deoarece Chwolson nu s-a preocupat de fluxul sau raza imaginii inelului. Mai comun, în cazul în care masa lentilei este complexă (cum ar fi un grup sau cluster de galaxii) și nu cauzează o denaturare sferică a spațiu-timpului, sursa se va asemăna cu arce parțiale împrăștiate în jurul lentilelor. Observatorul poate vedea mai multe imagini distorsionate ale aceleiași surse; numărul și forma acestora depinzând de pozițiile relative ale sursei, a lentilelor și observatorului, și de forma puțului gravitațional al obiectului lentilei.

Există trei clase de curbare gravitațională:

1. Curbare puternică: în cazul în care există distorsiuni ușor vizibile, cum ar fi formarea de inele Einstein, arcuri, și imagini multiple.

2. Curbare slabă: unde distorsiunile surselor de fundal sunt mult mai mici și pot fi detectate numai prin analizarea unui număr mare de surse într-un mod statistic pentru a găsi distorsiuni coerente de doar câteva procente. Lentila se prezintă statistic ca o întindere preferată a obiectelor de fundal perpendiculare pe direcția spre centrul lentilei. Prin măsurarea formelor și orientărilor unui număr mare de galaxii îndepărtate, orientările lor pot fi mediate pentru a măsura câmpul lentilelor în orice regiune. Aceasta, la rândul său, poate fi utilizată pentru a reconstrui distribuția maselor în zonă: în special, distribuția de fond a materiei întunecate poate fi reconstituită. Deoarece galaxiile sunt intrinsec eliptice și semnalul curbarea gravitațională slabă este mică, un număr foarte mare de galaxii trebuie să fie folosit în aceste sondaje. Aceste studii ale curbărilor slabe ale lentilelor trebuie să evite cu atenție o serie de surse importante de eroare sistematică: forma intrinsecă a galaxiilor, tendința funcției de împrăștiere a unei camere de distorsiune a formei unei galaxii și tendința viziunii atmosferice de a distorsiona imaginile trebuiesc înțelese și prelucrate cu atenție. Rezultatele acestor studii sunt importante pentru estimarea parametrilor cosmologici, pentru o mai bună înțelegere și îmbunătățire a modelului Lambda-CDM și pentru a asigura o verificare a consistenței altor observații cosmologice. Ele pot oferi, de asemenea, informații importante în viitor pentru energia întunecată.

3. Microcurbarea: în cazul în care nu se poate observa nicio distorsiune în formă, dar cantitatea de lumină primită de la un obiect de fond se modifică în timp. Lentila poate fi stele în Calea Lactee într-un caz tipic, sursa de fundal fiind stele într-o galaxie îndepărtată sau, într-un alt caz, un quasar și mai îndepărtat. Efectul este mic, astfel încât (în cazul lentilelor puternice) chiar și o galaxie cu o masă mai mare de 100 de miliarde de ori cea a Soarelui va produce mai multe imagini separate de doar câteva arcsecunde. Grupele de galaxii pot produce separări de mai multe arcminute. În ambele cazuri, galaxiile și sursele sunt destul de îndepărtate, multe sute de megaparseci distanță de galaxia noastră.

Lentilele gravitaționale acționează în mod egal asupra tuturor tipurilor de radiații electromagnetice, nu doar asupra luminii vizibile. Efectele de curbare slabe sunt studiate pentru mediul cosmic cu microunde, precum și pentru investigarea galaxiei. Curbările puternice au fost observate și la radioterapie și la radiografii. Dacă o curbare puternică produce mai multe imagini, va exista o întârziere relativă de timp între două căi: adică, într-o singură imagine, curbarea va fi observată înainte de cealaltă imagine.

Istorie

(Una dintre fotografiile lui Eddington despre experimentul eclipselor solare din 1919, prezentat în lucrarea sa din 1920 care anunță succesul său)

Henry Cavendish în 1784 (într-un manuscris nepublicat) și Johann Georg von Soldner în 1801 (publicat în 1804) au arătat că gravitația newtoniană prezice faptul că lumina stelară se va curba în jurul unui obiect masiv, așa cum a fost deja presupus de Isaac Newton în 1704 în interogarea nr.1 în cartea sa Optica. Aceeași valoare ca cea a lui Soldner a fost calculată de Einstein în 1911 numai pe baza principiului echivalenței. Cu toate acestea, în 1915, Einstein a remarcat, în procesul relativității generale, că rezultatul său (și astfel al lui Soldner) din 1911 este doar jumătate din valoarea corectă. Einstein a devenit primul care a calculat valoarea corectă pentru curbarea luminii.

Prima observație a deflecției luminoase a fost efectuată prin notarea schimbării poziției stelelor pe măsură ce acestea trec pe lângă Soare pe sfera cerească. Observațiile au fost efectuate în mai 1919 de către Arthur Eddington, Frank Watson Dyson și colaboratorii lor în timpul unei eclipse totale a soarelui. Eclipsa soarelui a permis stelelor de lângă Soare să fie observate. Observațiile au fost făcute simultan în orașele Sobral, Ceará, Brazil și São Tomé și Príncipe, pe coasta de vest a Africii. Observațiile au arătat că lumina de la stele care trecea aproape de Soare a fost ușor curbată, astfel că stelele au apărut ușor în afara poziției.

 (Lumina se îndoaie în jurul unui obiect masiv dintr-o sursă îndepărtată. Săgețile portocalii arată poziția aparentă a sursei de fundal, iar săgețile albe arată calea luminii din poziția adevărată a sursei.)

Rezultatul a fost considerat o știre spectaculoasă și a ținut prima pagină a majorității ziarelor importante. Ea a făcut ca Einstein și teoria sa a relativității generale să ajungă celebri pe plan mondial. Când a fost întrebat de către asistentul său ce reacție ar fi avut dacă relativitatea generală nu ar fi fost confirmată de Eddington și Dyson în 1919, Einstein dat faimosul răspuns: „Atunci mi-ar fi părut rău pentru Dumnezeu. Teoria este oricum corectă.”

Chiar înainte de descoperirea sa în formularea relativității generale, Einstein și-a dat seama că datorită deviației luminoase este de asemenea posibil ca o masă să poată deflecta lumina de-a lungul a două căi diferite, determinând observatorul să vadă mai multe imagini dintr-o singură sursă; acest efect ar face ca masa să acționeze ca un fel de lentilă gravitațională. Cu toate acestea, considerând efectul în raport cu stelele unice, el părea să concluzioneze că fenomenul este puțin probabil să fie observat în viitorul previzibil, deoarece alinierea necesară între stele și observator ar fi foarte improbabilă. Mai mulți fizicieni au studiat lentilele gravitaționale, dar toți au ajuns la aceeași concluzie că ar fi aproape imposibil de observat.

 (În formarea cunoscută sub numele de Crucea lui Einstein, patru imagini ale aceluiași quasar îndepărtat apar în jurul unei galaxii din prim plan datorită unei curbări gravitaționale puternice.)

În 1936, după unele îndemnuri făcute de Rudi W. Mandl, Einstein a publicat cu reținere articolul scurt din articolul „Acțiunea asemănătoare unei lentile a unei stele datorită deviației luminii în câmpul gravitațional” în revista Science.

În 1937, Fritz Zwicky a analizat mai întâi cazul în care galaxiile nou descoperite (denumite în acel moment „nebuloase”) ar putea acționa atât ca sursă, cât și ca lentilă și faptul că, datorită masei și dimensiunilor implicate, efectul era mult mai probabil să fie observat.

Abia în 1979 a fost descoperită prima lentilă gravitațională. A devenit cunoscută sub numele de „Twin QSO”, deoarece inițial arăta ca două obiecte quasistelare identice. (Acesta este denumit oficial SBS 0957+561). Această lentilă gravitațională a fost descoperită de Dennis Walsh, Bob Carswell și Ray Weymann folosind telescopul Kitt Peak National Observatory de 2,1 metri.

În anii 1980, astronomii și-au dat seama că combinația dintre imaginile CCD și computere ar permite măsurarea luminozității a milioane de stele în fiecare noapte. Într-un câmp dens, cum ar fi centrul galactic sau norii magellanici, ar putea fi găsite multe evenimente de microcurbare anual. Acest lucru a condus la eforturi precum Experimentul optic de curbare datorită gravității, care au observat sute de astfel de evenimente, inclusiv cele ale OGLE-2016-BLG-1190Lb și OGLE-2016-BLG-1195Lb.

Explicație în termeni de curbură spațiu-timp

(Această imagine din Telescopul Spațial Hubble al NASA / ESA prezintă clusterul galaxiilor MACS J1206.)

În relativitatea generală, lumina urmează curbura spațiului, de aceea când lumina trece în jurul unui obiect masiv, este curbată. Aceasta înseamnă că lumina de la un obiect de cealaltă parte va fi curbată spre ochiul unui observator, la fel ca o lentilă obișnuită. În relativitatea generală viteza luminii depinde de potențialul gravitațional (aka metrica) și această curbare poate fi văzută ca o consecință a luminii care călătorește de-a lungul unui gradient cu viteza luminii. Razele luminoase reprezintă granița dintre viitorul, regiunile spațiale, și trecut. Atracția gravitațională poate fi privită ca mișcarea obiectelor neperturbate într-o geometrie curbată de fundal, sau alternativ ca răspuns al obiectelor la o forță într-o geometrie plată.

Lentile gravitaționale solare

Albert Einstein a prezis în 1936 că razele de lumină din aceeași direcție care trec pe la marginile Soarelui ar converge într-un punct focal de aproximativ 542 UA de la Soare. Astfel, o sondă poziționată la această distanță (sau mai mare) de la Soare ar putea folosi soarele ca o lentilă gravitațională pentru mărirea obiectelor îndepărtate de pe partea opusă a soarelui. O locație a sondei se poate schimba în funcție de necesități pentru a selecta ținte diferite față de Soare.

Această distanță este mult dincolo de progresul și capacitățile echipamentelor de sonde spațiale cum ar fi Voyager 1 și dincolo de planetele cunoscute și de planetele pitic, deși de-a lungul a mii de ani 90377 Sedna se va deplasa mai departe pe orbita sa foarte eliptică. Marele câștig pentru detectarea potențială a semnalelor prin acest obiectiv, cum ar fi microundele de la linia de hidrogen de 21 de cm, a condus la sugestia lui Frank Drake din primele zile ale SETI că o sondă ar putea fi trimisă la această distanță. O probă multifuncțională SETISAIL, și mai târziu FOCAL, au fost propuse pentru ESA în 1993, dar este de așteptat să fie o sarcină dificilă. Dacă o sondă trece de 542 UA, capacitățile de mărire ale obiectivului vor continua să acționeze la distanțe mai mari, deoarece razele care ajung la focar pe distanțe mai mari trec mai departe de distorsiunile coroanei soarelui. O critică a conceptului a fost dată de Landis, care a discutat aspecte care includ interferența coroanei solare, volumul mare al țintei, care va face dificilă proiectarea planului focal al misiunii și o analiză a aberației sferice inerente a lentilelor.