Een zwaartekrachtlens is een verdeling van materie (bijvoorbeeld een cluster van sterrenstelsels) tussen een verre lichtbron, die in staat is de straling van de satelliet die naar de kijker gaat, en de waarnemer te buigen. Dit effect staat bekend als zwaartekrachtlensvorming en de hoeveelheid buiging is een van de voorspellingen van Albert Einstein in de algemene relativiteitstheorie. De klassieke natuurkunde spreekt ook over het afbuigen van licht, maar dat is slechts de helft van waar de algemene relativiteitstheorie over spreekt.
Schepper
Hoewel Einstein in 1912 ongepubliceerde berekeningen over dit onderwerp maakte, worden Orest Chwolson (1924) en František Link (1936) algemeen beschouwd als de eersten die het effect van de zwaartekrachtlens verwoorden. Hij wordt echter nog steeds vaker geassocieerd met Einstein, die in 1936 een paper publiceerde.
Bevestiging van de theorie
Fritz Zwicky suggereerde in 1937 dat dit effect clusters van sterrenstelsels zou kunnen laten fungeren als een zwaartekrachtlens. Pas in 1979 werd dit fenomeen bevestigd door de waarneming van de quasar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Beschrijving
In tegenstelling tot een optische lens, produceert een zwaartekrachtlens de maximale afbuiging van licht dat het dichtst bij het middelpunt passeert. En het minimum van degene die verder reikt. Een zwaartekrachtlens heeft dus geen enkel brandpunt, maar wel een lijn. Deze term in de context van lichtafbuiging werd voor het eerst gebruikt door O. J. loge. Hij merkte op dat "het onaanvaardbaar is om te zeggen dat de zwaartekrachtlens van de zon op deze manier werkt, aangezien de ster geen brandpuntsafstand heeft."
Als de bron, het massieve object en de waarnemer in een rechte lijn liggen, zal het bronlicht verschijnen als een ring rond de materie. Als er een verschuiving is, kan in plaats daarvan alleen het segment worden gezien. Deze zwaartekrachtlens werd voor het eerst genoemd in 1924 in St. Petersburg door de natuurkundige Orest Khvolson en kwantitatief uitgewerkt door Albert Einstein in 1936. Over het algemeen in de literatuur aangeduid als Albert-ringen, omdat de eerste zich niet bezighield met stroming of beeldradius.
Meestal, wanneer de lensmassa complex is (zoals een groep sterrenstelsels of een cluster) en geen sferische vervorming van ruimte-tijd veroorzaakt, zal de bron lijken opgedeeltelijke bogen verspreid over de lens. De waarnemer kan dan meerdere verkleinde afbeeldingen van hetzelfde object zien. Hun aantal en vorm hangen af van de relatieve positie, evenals van de simulatie van zwaartekrachtlenzen.
Drie lessen
1. Sterke lenswerking.
Waar gemakkelijk zichtbare vervormingen zijn, zoals de vorming van Einstein-ringen, bogen en meerdere afbeeldingen.
2. Zwakke lenswerking.
Waar de verandering in achtergrondbronnen veel kleiner is en alleen kan worden gedetecteerd door statistische analyse van een groot aantal objecten om slechts een paar procent coherente gegevens te vinden. De lens laat statistisch zien hoe de gewenste rek van de achtergrondmaterialen loodrecht staat op de richting naar het centrum. Door de vorm en oriëntatie van een groot aantal verre sterrenstelsels te meten, kunnen hun locaties worden gemiddeld om lensveldverschuiving in elk gebied te meten. Dit kan op zijn beurt worden gebruikt om de massaverdeling te reconstrueren: met name de achtergrondscheiding van donkere materie kan worden gereconstrueerd. Aangezien sterrenstelsels inherent elliptisch zijn en het zwakke gravitatielenssignaal klein is, moeten in deze studies zeer grote aantallen sterrenstelsels worden gebruikt. Zwakke lensgegevens moeten zorgvuldig een aantal belangrijke bronnen van vertekening vermijden: interne vorm, de neiging van de puntspreidingsfunctie van de camera om te vervormen en het vermogen van atmosferisch zicht om beelden te veranderen.
De resultaten hiervanstudies zijn belangrijk voor het evalueren van zwaartekrachtlenzen in de ruimte om het Lambda-CDM-model beter te begrijpen en te verbeteren en om een consistentiecontrole op andere waarnemingen te bieden. Ze kunnen ook een belangrijke toekomstige beperking vormen voor donkere energie.
3. Microlens.
Waarbij geen vervorming zichtbaar is in de vorm, maar de hoeveelheid licht die van het achtergrondobject wordt ontvangen in de loop van de tijd verandert. Het object van lensing kan sterren in de Melkweg zijn, en de bron van de achtergrond zijn ballen in een ver sterrenstelsel of, in een ander geval, een nog verder verwijderde quasar. Het effect is klein, zodat zelfs een sterrenstelsel met een massa van meer dan 100 miljard keer die van de zon meerdere beelden zou produceren die slechts een paar boogseconden van elkaar gescheiden zijn. Galactische clusters kunnen scheidingen van minuten produceren. In beide gevallen zijn de bronnen vrij ver weg, vele honderden megaparsecs van ons universum.
Tijdvertragingen
Zwaartekrachtlenzen werken in gelijke mate op alle soorten elektromagnetische straling, niet alleen op zichtbaar licht. Zwakke effecten worden zowel voor de kosmische microgolfachtergrond als voor galactische studies bestudeerd. Sterke lenzen werden ook waargenomen in radio- en röntgenmodi. Als een dergelijk object meerdere afbeeldingen produceert, is er een relatieve tijdsvertraging tussen de twee paden. Dat wil zeggen, op de ene lens zal de beschrijving eerder worden waargenomen dan op de andere.
Drie soorten objecten
1. Sterren, restanten, bruine dwergen enplaneten.
Wanneer een object in de Melkweg tussen de aarde en een verre ster passeert, zal het het achtergrondlicht focussen en versterken. Er zijn verschillende gebeurtenissen van dit type waargenomen in de Grote Magelhaense Wolk, een klein heelal in de buurt van de Melkweg.
2. Melkwegstelsels.
Massieve planeten kunnen ook als zwaartekrachtlenzen fungeren. Licht van een bron achter het universum wordt gebogen en gefocust om afbeeldingen te maken.
3. Melkwegclusters.
Een massief object kan afbeeldingen maken van een object in de verte dat erachter ligt, meestal in de vorm van uitgerekte bogen - een sector van de Einstein-ring. Clusterzwaartekrachtlenzen maken het mogelijk om armaturen te observeren die te ver weg of te zwak zijn om gezien te worden. En aangezien kijken naar lange afstanden betekent in het verleden kijken, heeft de mensheid toegang tot informatie over het vroege heelal.
Zonnezwaartekrachtlens
Albert Einstein voorspelde in 1936 dat lichtstralen in dezelfde richting als de randen van de hoofdster zouden convergeren naar een brandpunt op ongeveer 542 AU. Dus een sonde die ver (of verder) van de zon verwijderd is, kan hem als zwaartekrachtlens gebruiken om verre objecten aan de andere kant te vergroten. De locatie van de sonde kan indien nodig worden verschoven om verschillende doelen te selecteren.
Drake Probe
Deze afstand gaat veel verder dan de vooruitgang en het vermogen van ruimtesondeapparatuur zoals Voyager 1 en verder dan bekende planeten, hoewel millennia langSedna zal verder bewegen in zijn zeer elliptische baan. De hoge winst voor mogelijke detectie van signalen door deze lens, zoals microgolven op een 21 cm waterstoflijn, bracht Frank Drake ertoe om in de begindagen van SETI te speculeren dat een sonde zo ver zou kunnen worden gestuurd. De multifunctionele SETISAIL en later FOCAL werden in 1993 door ESA voorgesteld.
Maar zoals verwacht, is dit een moeilijke taak. Als de sonde 542 AU passeert, zullen de vergrotingscapaciteiten van het objectief op grotere afstanden blijven werken, aangezien stralen die op grotere afstanden in focus komen, verder van de zonnecoronavervorming af gaan. Dit concept werd bekritiseerd door Landis, die kwesties besprak zoals interferentie, hoge doelvergroting die het moeilijk zou maken om het brandpuntsvlak van de missie te ontwerpen, en analyse van de eigen sferische aberratie van de lens.
