Gravitační čočka - Gravitational lens

Část série článků o
Gravitační čočky
Einsteinův prsten Formalismus Silná čočka Mikročočka Slabá čočka
Silné systémy čoček Abell 1689  · Abell 2218 CL0024 + 17  · Bullet Cluster QSO2237 + 0305  · SDSSJ0946 + 1006 B1359 + 154  · QSO 0957 + 561
Průzkumy Silný: TŘÍDA  · SLACS (SDSS ) Mikro: OKUKOVAT  · Gaia Slabý: DLS  · Pan-HVĚZDY  · CFHTLS  · DES  · LSST  · SNAP  · OSUD

Část série článků o
Obecná relativita
${ displaystyle G _ { mu nu} + Lambda g _ { mu nu} = { frac {8 pi G} {c ^ {4}}} T _ { mu nu}}$
Úvod Dějiny Matematická formulace Testy
Základní koncepty Princip relativity Teorie relativity Referenční rámec Inerciální referenční rámec Odpočívej rám Rámeček středu hybnosti Světelný kužel Princip ekvivalence Ekvivalence hmoty a energie Speciální relativita Dvojnásobně speciální relativita de Sitterova invariantní speciální relativita Měřítko relativity Světová linie Správný čas Riemannova geometrie Energetický stav
Jevy Gravitoelektromagnetismus Keplerův problém Gravitace Gravitační pole Gravitace dobře Gravitační čočky Gravitační vlny Gravitační rudý posuv Rudý posuv Blueshift Dilatace času Gravitační dilatace času Shapiro časové zpoždění Gravitační potenciál Gravitační komprese Gravitační kolaps Přetažení rámu Geodetický účinek Zdánlivý horizont Horizont událostí Gravitační singularita Nahá singularita Černá díra Bílá díra Vesmírný čas Prostor Čas Časoprostorové diagramy Minkowského časoprostor Uzavřená časová křivka (CTC) Červí díra Ellis červí díra
Rovnice Formalismy Rovnice Linearizovaná gravitace Einsteinovy ​​rovnice pole Friedmann Geodetika Mathisson – Papapetrou – Dixon Hamilton – Jacobi – Einstein Zakřivení neměnné (obecná relativita) Lorentzian potrubí Formalismy ADM BSSN Newman – Penrose Post-Newtonian Pokročilá teorie Teorie Kaluza – Klein Kvantová gravitace Supergravitace
Řešení Schwarzschild (interiér ) Reissner – Nordström Gödel Kerr Kerr – Newman Kasner Lemaître – Tolman Taub-NUT Milne Robertson – Walker pp-vlna van Stockum prach Weyl – Lewis – Papapetrou Vakuové řešení
Věty Birkhoffova věta Gerochova věta o rozdělení Goldberg – Sachsova věta Lovelockova věta Věta bez vlasů Věty o singularitě Penrose – Hawking Věta o pozitivní energii
Vědci Einstein Lorentz Hilbert Poincaré Schwarzschild de Sitter Reissner Nordström Weyl Eddington Friedman Milne Zwicky Lemaître Gödel Kolář Robertson Bardeen chodec Kerr Chandrasekhar Ehlers Penrose Hawking Raychaudhuri Taylor Hulse van Stockum Taub Nový muž Yau Thorne ostatní

Světelný zdroj prochází za gravitační čočkou (hmota bodu umístěná ve středu obrazu). Kruh aqua je světelný zdroj, jak by to bylo vidět, kdyby tam nebyl žádný objektiv, zatímco bílé skvrny jsou více obrazy zdroje (viz Einsteinův prsten ).

A gravitační čočka je distribuce hmoty (například a shluk galaxií ) mezi vzdáleným zdrojem světla a pozorovatelem, který je schopen ohýbat světlo ze zdroje, když se světlo pohybuje směrem k pozorovateli. Tento efekt je znám jako gravitační čočkya velikost ohybu je jednou z předpovědí Albert Einstein je obecná teorie relativity.^[1][2] (Klasická fyzika také předpovídá ohyb světla, ale pouze polovinu z toho předpovídá obecná relativita.)^[3]

Ačkoli Einstein provedl nepublikované výpočty na toto téma v roce 1912,^[4] Orest Khvolson (1924)^[5] a František Link (1936)^[6] jsou obecně považovány za první, kdo diskutuje o efektu v tisku. Tento efekt je však častěji spojován s Einsteinem, který v roce 1936 publikoval článek na toto téma.^[7]

Fritz Zwicky v roce 1937 navrhl, že tento efekt by mohl umožnit galaktickým shlukům fungovat jako gravitační čočky. Teprve v roce 1979 byl tento účinek potvrzen pozorováním tzv Dvojče spojení SBS 0957 + 561.

Popis

Přehrát média

Gravitační čočka - zasahující galaxie upravuje vzhled galaxie daleko za ní (video; koncept umělce).

Přehrát média

Tento schematický obrázek ukazuje, jak je světlo ze vzdálené galaxie narušeno gravitačními účinky galaxie v popředí, která funguje jako čočka a díky čemuž se vzdálený zdroj jeví jako zkreslený, ale zvětšený a vytváří charakteristické světelné prstence, známé jako prstence Einstein.

Přehrát média

Analýza zkreslení SDP.81 způsobeného tímto účinkem odhalila shluky hmoty tvořící hvězdy.

Na rozdíl od optická čočka, bodová gravitační čočka produkuje maximální vychýlení světla, které prochází nejblíže k jeho středu, a minimální vychýlení světla, které se pohybuje nejvzdálenější od jeho středu. Gravitační čočka tedy nemá jediného ohnisko, ale ústřední linie. Pojem „čočka“ v kontextu odklonu gravitačního světla poprvé použil O.J. Lodge, který poznamenal, že „není dovoleno tvrdit, že sluneční gravitační pole funguje jako čočka, protože nemá ohniskovou vzdálenost“.^[8] Pokud (světelný) zdroj, masivní objektiv objektivu a pozorovatel leží v přímce, původní zdroj světla se objeví jako prstenec kolem masivního objektivu objektivu (za předpokladu, že objektiv má kruhovou symetrii). Pokud dojde k jakémukoli vychýlení, pozorovatel místo toho uvidí segment oblouku. Tento jev poprvé zmínil v roce 1924 Petrohrad fyzik Orest Khvolson,^[9] a kvantifikováno Albert Einstein v roce 1936. V literatuře se obvykle označuje jako Einsteinův prsten, protože Khvolson se nezabýval tokem nebo poloměrem prstencového obrazu. Častěji tam, kde je hmota čočky složitá (například a skupina galaxií nebo shluk ) a nezpůsobuje sférické zkreslení časoprostoru, zdroj bude připomínat částečné oblouky rozptýlené kolem čočky. Pozorovatel pak může vidět více zkreslených obrazů stejného zdroje; jejich počet a tvar v závislosti na relativních polohách zdroje, čočky a pozorovatele a tvaru gravitační jamky objektivu.

Existují tři třídy gravitačních čoček:^[8][10]

1. Silná čočka: kde jsou snadno viditelná zkreslení, jako je tvorba Einsteinovy ​​prsteny, oblouky a více obrázků. Přesto, že je považován za „silný“, je účinek obecně relativně malý, takže dokonce i galaxie s hmotností více než 100 miliardkrát slunce vytvoří více obrázků oddělených pouze několika obloukové sekundy. Kupy galaxií může vytvářet separace několika obloukových minut. V obou případech jsou galaxie a zdroje velmi vzdálené, mnoho stovek megaparsecs daleko od naší Galaxie.

2. Slabá čočka: kde jsou zkreslení zdrojů pozadí mnohem menší a lze je detekovat pouze statistickou analýzou velkého počtu zdrojů, aby se zjistilo koherentní zkreslení pouze několika procent. Objektiv se statisticky projevuje jako upřednostňované protahování objektů pozadí kolmo ke směru do středu čočky. Měřením tvarů a orientací velkého počtu vzdálených galaxií lze jejich orientaci zprůměrovat k měření stříhat zorného pole v jakékoli oblasti. To lze zase použít k rekonstrukci rozložení hmoty v oblasti: zejména rozložení pozadí temná hmota lze rekonstruovat. Vzhledem k tomu, že galaxie jsou skutečně eliptické a slabý signál gravitační čočky je malý, je při těchto průzkumech nutné použít velmi velké množství galaxií. Tyto průzkumy slabé čočky se musí opatrně vyhnout řadě důležitých zdrojů systematická chyba: vnitřní tvar galaxií, tendence fotoaparátu funkce rozložení bodů narušit tvar galaxie a tendenci atmosférické vidění zkreslení obrazu musí být pochopeno a pečlivě zohledněno. Výsledky těchto průzkumů jsou důležité pro odhad kosmologických parametrů, pro lepší pochopení a zlepšení Model Lambda-CDM, a zajistit kontrolu konzistence dalších kosmologických pozorování. Mohou také představovat důležité budoucí omezení temná energie.

3. Mikročočka: kde není vidět žádné tvarové zkreslení, ale množství světla přijímaného z objektu pozadí se časem mění. Objektivem čočky mohou být hvězdy v mléčná dráha v jednom typickém případě, kdy zdrojem pozadí jsou hvězdy ve vzdálené galaxii, nebo v jiném případě ještě vzdálenějším kvazar. V extrémních případech může hvězda ve vzdálené galaxii fungovat jako mikročočka a zvětšit další hvězdu mnohem dále. Prvním příkladem toho byla hvězda MACS J1149 Lensed Star 1 (také známý jako Icarus), což je dosud nejvzdálenější hvězda, jakou kdy pozorovali, a to díky zvýšení toku v důsledku efektu mikročočky.

Gravitační čočky působí stejně na všechny druhy elektromagnetická radiace, nejen viditelným světlem, ale také v ne elektromagnetickém záření, jako jsou gravitační vlny. Slabé čočkové efekty jsou studovány pro kosmické mikrovlnné pozadí stejně jako průzkumy galaxií. Silné čočky byly pozorovány u rádio a rentgen režimy. Pokud silný objektiv produkuje více obrazů, bude mezi dvěma cestami relativní časové zpoždění: to znamená, že v jednom obrazu bude objektiv s objektivem pozorován před druhým obrazem.

Dějiny

Jeden z Eddington fotografie z roku 1919 zatmění Slunce experiment, představený ve svém článku z roku 1920, který oznamuje jeho úspěch

Henry Cavendish v roce 1784 (v nepublikovaném rukopisu) a Johann Georg von Soldner v roce 1801 (publikováno v roce 1804) poukázal na to, že newtonovská gravitace předpovídá, že se světlo hvězd bude ohýbat kolem masivního objektu^[11] jak již předpokládal Isaac Newton v roce 1704 v jeho Dotazy Č. 1 ve své knize Opticks.^[12] Stejnou hodnotu jako Soldner vypočítal Einstein v roce 1911 na základě princip ekvivalence sama.^[8] Einstein však v roce 1915 v procesu dokončování obecné relativity poznamenal, že jeho (a tedy Soldnerův) výsledek z roku 1911 je pouze polovinou správné hodnoty. Einstein jako první vypočítal správnou hodnotu pro ohyb světla.^[13]

První pozorování výchylky světla bylo provedeno zaznamenáním změny polohy hvězdy jak procházeli poblíž Slunce na nebeská sféra. Pozorování provedla v roce 1919 Arthur Eddington, Frank Watson Dyson, a jejich spolupracovníci během celkem zatmění Slunce na 29. května.^[14] Zatmění slunce umožnilo pozorování hvězd poblíž Slunce. Pozorování byla prováděna současně ve městech Sobral, Ceará, Brazílie a v Svatý Tomáš a Princův ostrov na západním pobřeží Afriky.^[15] Pozorování prokázala, že světlo z hvězdy procházející blízko k slunce byl mírně ohnutý, takže hvězdy vypadaly mírně mimo pozici.^[16]

Ohýbání světla kolem masivního objektu ze vzdáleného zdroje. Oranžové šipky ukazují zdánlivou polohu zdroje pozadí. Bílé šipky ukazují cestu světla ze skutečné polohy zdroje.

Ve formaci známé jako Einsteinův kříž, kolem galaxie v popředí se díky silné gravitační čočce objevují čtyři obrazy stejného vzdáleného kvasaru.

Výsledek byl považován za velkolepé zprávy a dostal se na titulní stranu většiny významných novin. Díky tomu byl Einstein a jeho teorie obecné relativity světově proslulé. Když se ho jeho asistent zeptal, jaká by byla jeho reakce, kdyby v roce 1919 Eddington a Dyson nepotvrdili obecnou relativitu, Einstein odpověděl: „Pak bych toho drahého Pána litoval. Teorie je každopádně správná.“^[17] V roce 1912 Einstein spekuloval, že by pozorovatel mohl vidět více obrazů jednoho světelného zdroje, pokud by se světlo odrazilo kolem hmoty. Díky tomuto účinku by hmota působila jako druh gravitační čočky. Jelikož však uvažoval pouze o vlivu výchylky kolem jedné hvězdy, zdálo se mu, že dospěl k závěru, že tento jev nebude pravděpodobně v dohledné budoucnosti pozorován, protože potřebné vyrovnání mezi hvězdami a pozorovatelem by bylo velmi nepravděpodobné. Několik dalších fyziků spekulovalo také o gravitačních čočkách, ale všichni dospěli ke stejnému závěru, že by bylo téměř nemožné je pozorovat.^[7]

Ačkoli Einstein provedl nepublikované výpočty na toto téma,^[4] první diskuse o gravitační čočce v tisku byla Khvolson v krátkém článku pojednávajícím o „halo efektu“ gravitace, když jsou zdroj, čočka a pozorovatel v téměř dokonalém vyrovnání,^[5] nyní označované jako Einsteinův prsten.

V roce 1936, po určitém popudu Rudiho W. Mandla, Einstein neochotně publikoval v časopise krátký článek „Objektivová akce hvězdy odchylkou světla v gravitačním poli“ Věda.^[7]

V roce 1937 Fritz Zwicky nejprve zvažoval případ, kdy nově objevený galaxie (které se v té době nazývaly „mlhoviny“) mohly působit jako zdroj i jako čočka, a vzhledem k hmotnosti a velikosti, kterých se to týkalo, bylo možné tento efekt pozorovat mnohem častěji.^[18]

V roce 1963 Yu. G. Klimov, S. Liebes a Sjur Refsdal samostatně uznal, že kvasary jsou ideálním zdrojem světla pro efekt gravitační čočky.^[19]

Teprve v roce 1979 byla objevena první gravitační čočka. To se stalo známým jako „Dvojče spojení „protože to zpočátku vypadalo jako dva identické kvázi hvězdné objekty. (Je oficiálně pojmenován SBS 0957 + 561.) Tuto gravitační čočku objevil Dennis Walsh Bob Carswell a Ray Weymann za použití Kitt Peak National Observatory 2,1 metru dalekohled.^[20]

V 80. letech si astronomové uvědomili, že kombinace CCD zobrazovačů a počítačů umožní každou noc měřit jas miliónů hvězd. V hustém poli, jako je galaktický střed nebo Magellanova mračna, lze potenciálně najít mnoho mikročoček za rok. To vedlo k úsilí, jako je Experiment s optickým gravitačním čočkováním nebo OGLE, které charakterizovaly stovky takových událostí, včetně událostí z OGLE-2016-BLG-1190Lb a OGLE-2016-BLG-1195Lb.

Vysvětlení z hlediska zakřivení časoprostoru

Simulované gravitační čočky (černá díra procházející před galaxií v pozadí).

Obecně platí, že světlo sleduje zakřivení časoprostoru, takže když světlo prochází kolem masivního objektu, je ohnuté. To znamená, že světlo z objektu na druhé straně se bude ohýbat směrem k oku pozorovatele, stejně jako běžná čočka. V obecné relativitě rychlost světla závisí na gravitačním potenciálu (alias metrickém) a na tento ohyb lze pohlížet jako na důsledek pohybu světla podél gradientu ve rychlosti světla. Světelné paprsky jsou hranicí mezi budoucností, vesmírem a minulé regiony. Na gravitační přitažlivost lze pohlížet jako na pohyb nerušených objektů v zakřiveném pozadí geometrie nebo alternativně jako odpověď objektů na a platnost v bytě geometrie. Úhel vychýlení je:

${ displaystyle theta = { frac {4GM} {rc ^ {2}}}}$

směrem k mši M na dálku r z ovlivněného záření, kde G je univerzální gravitační konstanta a C je rychlost světla ve vakuu. Tento vzorec je stejný jako vzorec pro slabé gravitační čočky odvozený pomocí relativistická newtonovská dynamika ^[21] bez zakřivení časoprostoru.

Protože Schwarzschildův poloměr ${ displaystyle r _ { mathrm {s}}}$ je definován jako ${ displaystyle r _ { mathrm {s}} = {2Gm} / {c ^ {2}}}$ a úniková rychlost ${ displaystyle v _ { mathrm {e}}}$ je definován jako ${ displaystyle v _ { mathrm {e}} = { sqrt {2Gm / r}} = beta _ {e} c}$, lze to také vyjádřit v jednoduché formě jako

${ displaystyle theta = 2 { frac {r _ { mathrm {s}}} {r}} = 2 ({ frac {v _ { mathrm {e}}} {c}}) ^ {2} = 2 beta _ {e} ^ {2}}$

Hledejte gravitační čočky

Tento snímek z Hubbleova kosmického dalekohledu NASA / ESA ukazuje kupu galaxií MACS J1206.

Většina gravitačních čoček v minulosti byla objevena náhodně. Hledání gravitačních čoček na severní polokouli (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), prováděné na rádiových frekvencích pomocí Very Large Array (VLA) v Novém Mexiku, vedlo k objevu 22 nových čočkových systémů, což je významný milník. Tím se otevřela zcela nová cesta výzkumu, od hledání velmi vzdálených objektů až po hledání hodnot kosmologických parametrů, abychom mohli vesmíru lépe porozumět.

Podobné hledání na jižní polokouli by bylo velmi dobrým krokem k doplnění hledání na severní polokouli a získání dalších cílů pro studium. Pokud se takové vyhledávání provede pomocí dobře kalibrovaného a dobře parametrizovaného nástroje a dat, lze očekávat výsledek podobný severnímu průzkumu. Použití údajů z průzkumu Australia Telescope 20 GHz (AT20G) shromážděných pomocí Australia Telescope Compact Array (ATCA) je takovým sběrem údajů. Vzhledem k tomu, že data byla shromažďována pomocí stejného nástroje udržujícího velmi přísnou kvalitu dat, měli bychom očekávat, že z vyhledávání získáme dobré výsledky. Průzkum AT20G je slepý průzkum na frekvenci 20 GHz v rádiové doméně elektromagnetického spektra. Vzhledem k použité vysoké frekvenci se šance na nalezení gravitačních čoček zvyšuje, protože relativní počet kompaktních jádrových objektů (např. Kvasarů) je vyšší (Sadler et al. 2006). To je důležité, protože čočky lze snáze detekovat a identifikovat u jednoduchých objektů ve srovnání s objekty, jejichž složitost je složitá. Toto hledání zahrnuje použití interferometrických metod k identifikaci kandidátů a jejich následného sledování s vyšším rozlišením k jejich identifikaci. Veškeré podrobnosti o projektu jsou v současné době připravovány k publikaci.

Kupa galaxií SDSS J0915 + 3826 pomáhá astronomům studovat formování hvězd v galaxiích.^[22]

K hledání planet mimo naši sluneční soustavu byly použity techniky mikročoček. Statistická analýza konkrétních případů pozorovaných mikročoček v období 2002 až 2007 zjistila, že většina hvězd v EU mléčná dráha galaxie hostila alespoň jednu obíhající planetu v rozmezí 0,5 až 10 AU.^[23]

V článku z roku 2009 na Science Daily dosáhl tým vědců vedený kosmologem z Národní laboratoře Lawrence Berkeley z amerického ministerstva energetiky významného pokroku v rozšiřování používání gravitačních čoček na studium mnohem starších a menších struktur, než bylo dříve možné uvádí, že slabá gravitační čočka zlepšuje měření vzdálených galaxií.^[24]

Astronomové z Institut Maxe Plancka pro astronomii v Heidelberg, Německo, jejíž výsledky jsou přijaty ke zveřejnění 21. října 2013 v Astrofyzikální deníkové dopisy (arXiv.org), objevil, co v té době byla nejvzdálenější galaxie gravitačních čoček označována jako J1000 + 0221 použitím NASA Je Hubbleův vesmírný dalekohled.^[25][26] I když zůstává nejvzdálenější známou galaxií se čtyřmi snímky čoček, mezinárodní tým astronomů následně objevil ještě vzdálenější galaxii se dvěma snímky se dvěma snímky pomocí kombinace Hubbleův vesmírný dalekohled a Dalekohled Keck zobrazování a spektroskopie. Objev a analýza Objektiv IRC 0218 byla zveřejněna v Astrofyzikální deníkové dopisy 23. června 2014.^[27]

Výzkum byl publikován 30. září 2013 v online vydání Dopisy o fyzické kontrole, vedené McGill University v Montreal, Québec, Kanada, objevila B-režimy, které se tvoří díky efektu gravitační čočky, pomocí Národní vědecká nadace je Dalekohled jižního pólu a s pomocí vesmírné observatoře Herschel. Tento objev by otevřel možnosti testování teorií o tom, jak vznikl náš vesmír.^[28][29]

Abell 2744 kupa galaxií - extrémně vzdálený galaxie odhalil gravitační čočky (16. října 2014).^[30][31]

Sluneční gravitační čočka

Albert Einstein předpověděl v roce 1936, že paprsky světla ze stejného směru, které lemují okraje slunce by konvergoval do ohniska přibližně 542 AU ze slunce.^[32] Takže sonda umístěná v této vzdálenosti (nebo větší) od Slunce mohla použít Slunce jako gravitační čočku pro zvětšení vzdálených objektů na opačné straně Slunce.^[33] Poloha sondy se mohla podle potřeby posouvat a vybírat různé cíle vzhledem ke Slunci.

Tato vzdálenost daleko přesahuje pokrok a možnosti vybavení vesmírných sond, jako je Voyager 1 a nad rámec známých planet a trpasličích planet, i když po tisíce let 90377 Sedna se na své vysoce eliptické dráze vzdálí dál. Vysoký zisk pro potenciální detekci signálů skrz tento objektiv, jako jsou mikrovlnné trouby na 21 cm vodíkové potrubí, vedl k návrhu od Frank Drake v počátcích roku SETI že na tuto vzdálenost lze vyslat sondu. Víceúčelová sonda SETISAIL a novější FOKÁLNÍ byl ESA navržen v roce 1993, ale očekává se, že to bude obtížný úkol.^[34] Pokud sonda projde 542 AU, schopnosti zvětšení čočky budou i nadále působit na větší vzdálenosti, protože paprsky, které se dostanou do ohniska na větší vzdálenosti, procházejí dále od zkreslení sluneční koróny.^[35] Kritiku konceptu uvedl Landis,^[36] který diskutoval o problémech včetně interference sluneční koróny, vysokého zvětšení cíle, což znesnadní návrh ohniskové roviny mise a analýzy inherentní sférická aberace objektivu.

V roce 2020 představil fyzik NASA Slava Turyshev svou myšlenku přímého multipixelového zobrazování a spektroskopie exoplanety se sluneční gravitační čočkovou misí. Objektiv mohl rekonstruovat obraz exoplanety s povrchovým rozlišením v měřítku ~ 25 km, což je dost na to, aby viděl povrchové prvky a známky obyvatelnosti.^[37]

Měření slabé čočky

Kupa galaxií MACS J2129-0741 a čočková galaxie MACS2129-1.^[38]

Kaiser, Squires a Broadhurst (1995),^[39] Luppino & Kaiser (1997)^[40] a Hoekstra a kol. (1998) předepsali metodu pro zvrácení účinků rozmazání a stříhání pomocí funkce Point Spread Function (PSF), čímž se obnovil odhad smyku neznečištěný systematickým zkreslením PSF. Tato metoda (KSB +) je nejpoužívanější metodou ve smykových měřeních slabé čočky.^[41][42]

Galaxie mají náhodné rotace a sklony. Výsledkem je, že smykové účinky u slabých čoček je třeba určit statisticky preferovanými orientacemi. Primární zdroj chyby v měření čočky je způsoben konvolucí PSF s obrazem v čočce. Metoda KSB měří elipticitu obrazu galaxie. Smyk je úměrný eliptičnosti. Objekty na objektivových obrazech jsou parametrizovány podle jejich vážených čtyřpólových momentů. Pro dokonalou elipsu se vážené kvadrupólové momenty vztahují k vážené eliptičnosti. KSB vypočítá, jak vážené měřítko elipticity souvisí s smykem, a použije stejný formalismus k odstranění účinků PSF.^[43]

Hlavními výhodami KSB je jeho matematická jednoduchost a relativně jednoduchá implementace. KSB je však založen na klíčovém předpokladu, že PSF je kruhový s anizotropním zkreslením. To je rozumný předpoklad pro průzkumy kosmického smyku, ale příští generace průzkumů (např. LSST ) může vyžadovat mnohem lepší přesnost, než může poskytnout KSB.

Galerie

• 

  Sunburst Arc galaxy.^[44]

• 

  Gravitační čočka Quasar.^[45]

• 

  V SDSS J0952 + 3434 má galaxie ve tvaru dolního oblouku charakteristický tvar galaxie, která byla gravitačně čočkována.^[46]

• 

  Pokřivené a zkreslené kolem SDSS J1050 + 0017.^[47]

• 

  Galaxie SPT0615-JD existoval, když byl vesmír jen 500 milionů let starý.^[48]

• 

  Oblasti intenzivního formování hvězd, které se zdají pokřivené účinkem gravitační čočky.^[49]

• 

  Fenomén objektivu umožňuje funkce tak malé jako přibližně 100 světelných let nebo méně.^[50]

• 

  Podrobný pohled na gravitační čočku supernova typu Ia iPTF16geu.^[51]

• 

  Obrázek „smajlíka“ kupa galaxií (SDSS J1038 + 4849) a gravitační čočky (an Einsteinův prsten ) (HST ).^[52]

• 

  Abell 1689 - skutečné účinky gravitačních čoček (Hubbleův vesmírný dalekohled ).

• 

  Temná hmota distribuce - slabá gravitační čočka (Hubbleův vesmírný dalekohled ).

• 

  Gravitační čočka objevena v rudý posuv z = 1,53.^[53]

• 

  Gravitační čočka s Einsteinovými rovnicemi, Muzeum Boerhaave, Leidene

• 

  Gravitační čočková grafika (8. ledna 2020)

Gravitační čočky vzdálených hvězdotvorných galaxií.^[54]

Viz také

• Pozemní atmosférická čočka
• Gravitační čočkový formalismus
• Silné gravitační čočky
• Slabé gravitační čočky
• Gravitační mikročočka
• Einsteinův kříž
• Einsteinův prsten
• SN Refsdal

Historické práce a reference

• Khvolson, O (1924). „Über eine mögliche Form fiktiver Doppelsterne“. Astronomische Nachrichten. 221 (20): 329–330. Bibcode:1924AN .... 221..329C. doi:10.1002 / asna.19242212003.
• Einstein, Albert (1936). „Objektivová akce hvězdy odchylkou světla v gravitačním poli“. Věda. 84 (2188): 506–7. Bibcode:1936Sci .... 84..506E. doi:10.1126 / science.84.2188.506. JSTOR  1663250. PMID  17769014. S2CID  38450435.
• Renn, Jürgen; Tilman Sauer; John Stachel (1997). „The Origin of Gravitational Lensing: A Postscript to Einstein's 1936 Science paper“. Věda. 275 (5297): 184–6. Bibcode:1997Sci ... 275..184R. doi:10.1126 / science.275.5297.184. PMID  8985006.

Reference

Poznámky

Bibliografie

• "Náhodné astrofyziky ". Science News, 13. června 2008.
• "Objektivy XFG Počítačový program pro vizualizaci gravitačních čoček, Francisco Frutos-Alfaro
• "G-LenS Simulace bodové gravitační čočky, Mark Boughen.
• Newbury, Pete, “Gravitační čočka ". Institute of Applied Mathematics, The University of British Columbia.
• Cohen, N., „Gravity's Lens: Views of the New Cosmology“, Wiley and Sons, 1988.
• "Q0957 + 561 gravitační čočka ". Harvard.edu.
• Bridges, Andrew, "Objeven nejvzdálenější známý objekt ve vesmíru ". Associated Press. 15. února 2004. (Nejvzdálenější galaxie nalezená gravitačními čočkami pomocí Abell 2218 a Hubbleův vesmírný dalekohled.)
• Analyzujeme společnosti ... a vesmír Neobvyklá kariérní cesta v gravitačních čočkách.
• "HST snímky silných gravitačních čoček Harvard-Smithsonianovo centrum pro astrofyziku.
• "Planetární mikročočková událost " a "Jovian-mass Planet in Microlensing Event OGLE-2005-BLG-071 ", první extra-sluneční planeta detekce pomocí mikročočky.
• Gravitační čočky na arxiv.org
• Domovská stránka NRAO CLASS
• Průzkum AT20G
• Difrakční limit účinku gravitační čočky (Bontz, R. J. a Haugan, M. P. „Astrophysics and Space Science“, svazek 78, č. 1, s. 199-210, srpen 1981)

Další čtení

• Blandford & Narayan; Narayan, R (1992). "Kosmologické aplikace gravitačních čoček". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 30 (1): 311–358. Bibcode:1992ARA & A..30..311B. doi:10.1146 / annurev.aa. 30.090192.001523.
• Matthias Bartelmann; Peter Schneider (2000-08-17). „Slabé gravitační čočky“ (PDF). Archivovány od originál (PDF) dne 26.02.2007. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
• Khavinson, Dmitry; Neumann, Genevra (červen – červenec 2008). „Od základní věty o algebře po astrofyziku:„ Harmonická „cesta“ (PDF). Oznámení AMS. 55 (6): 666–675..
• Petters, Arlie O.; Levine, Harold; Wambsganss, Joachim (2001). Teorie singularity a gravitační čočka. Pokrok v matematické fyzice. 21. Birkhäuser.
• Nástroje pro vyhodnocení možností použití paralaxních měření gravitačních čočkových zdrojů (Stein Vidar Hagfors Haugan. Červen 2008)

externí odkazy

• Video: Evalyn Gates - Einsteinův dalekohled: Hledání temné hmoty a temné energie ve vesmíru, prezentace v Portlandu v Oregonu, 19. dubna 2009, z autorova nedávného knižního turné.
• Zvuk: Fraser Cain a Dr. Pamela Gay - obsazení astronomie: Gravitační čočka, květen 2007

Vystupoval ve sci-fi pracích

• Existenceautor: David Brin, 2012