Астрономический сайт

Загадки земли и вселенной

Гравитационные линзы

Галактики
Гравитационными линзами называют объекты, которые своим полем тяготения искривляют световые лучи, проходящие вблизи или сквозь них. Из-за этого изображение удалённого источника (звезды, галактики, квазара) искажается или даже представляется в виде нескольких отдельных изображений. В принципе любое гало способно «собирать» своим гравитационным полем параллельный пучок света в некотором фокусе подобно оптическим линзам. Но только астрономические объекты огромной массы типа звёзд или галактик могут создавать заметный эффект. Почему же искривляются световые лучи? Дело в том, что порция света – фотон – формально может рассматриваться как частица, обладающая массой. Поэтому вблизи притягивающего тела траектория фотона должна отклоняться от прямой линии. Этот эффект впервые был обнаружен английским астрофизиком Артуром Эддингтоном в 1919 г.: во время полного солнечного затмения oн наблюдал звезды, которые оказались дальше от диска Солнца, чем должны были бы быть, если бы свет от них распространялся по прямой. Угол, на который фотоны отклонялись в поле тяготения Солнца, в точности соответствовал предсказаниям теории относительности Эйнштейна.


Квазар Q 0957+561 В 1937 г. Фриц Цвикки предложил использовать явление гравитационной линзы, создаваемой скоплениями галактик, для наблюдений далеких объектов, расположенных позади скоплений. Однако задача поиска слабых искажений в изображениях далеких источников оказалась настолько сложной, что лишь в 1979 г. была открыта первая гравитационная линза: изображение квазара Q 0957 + 561 имело своего двойника с тем же спектром и красным смещением. Позже удалось увидеть и саму линзу – гигантскую галактику, оказавшуюся на пути между квазаром и нами.

Сейчас известно уже несколько надёжно установленных гравитационных линз. В основном наблюдаются далёкие квазары, изображения которых «размножены» попадающими на луч зрения близкими галактиками. Почему квазары? Это одни из самых далёких и ярких объектов во Вселенной, а значит, наблюдать явление гравитационной линзы для них намного проще. Ведь чем дальше от нас находится объект, тем больше вероятность того, что на луче зрения попадётся какая-нибудь галактика.

В общем случае расстояния, которые проходит свет от разных изображений одного и того же объекта до наблюдателя, неодинаковы. Поскольку, как правило, излучение от реальных астрономических источников (в частности от квазаров) переменно, то по задержке переменности излучения от разных изображений можно измерять расстояния до линзирующей галактики и до самого источника.

В конце 80-х гг. стали наблюдаться гравитационные линзы на скоплениях галактик (реализовалась идея Цвикки!). При этом было обнаружено, что изображения слабых голубых галактик, находящихся за линзпрующим скоплением, имеют вытянутые дугообразные формы. По характеру искажения можно судить о распределении вещества в скоплении и о его полной массе.

В 90-х гг. стало возможным с высокой точностью измерять световые потоки одновременно от огромного количества (миллионов и десятков миллионов) звёзд. Наступил новый этап в применении гравитационных линз в астрономии. Речь идёт о явлении, получившем название микролинзирование.

Когда в качестве линзы выступает галактика или скопление галактик, свет проходит сквозь саму линзу. А если линза – компактное непрозрачное тело, например холодный белый карлик или нейтронная звезда? Можно показать, что чем компактнее тело при данной массе, тем сильнее будут отклоняться лучи света (чёрная дыра в этом смысле является наиболее сильной гравитационной линзой). Для астрономических компактных непрозрачных гравитационных линз (их называют микролинзами) это означает, что при достаточно близком расположении линзы к лучу зрения изображение может сильно исказиться, а его блеск – возрасти.

Теперь представим себе, что мы наблюдаем небольшую область неба, усеянную миллионами звёзд, например Магеллановы Облака. Если бы между нами и Магеллановыми Облаками не было никаких тел, способных создавать эффект гравитационных микролинз, то, наблюдая за звёздами, мы получали бы информацию только об их собственной переменности. Но предположим, что между нами и этими звёздами находится много неизлучающих или слабо светящихся тел (например, старых холодных белых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр пли планет типа Юпитера). Если такое тёмное тело пролетит близко к лучу зрения, направленному на какую-нибудь из звёзд, то блеск её резко увеличится, а затем опять уменьшится, причём абсолютно симметрично.

Эта идея была разработана в середине 80-х гг. американским астрофизиком Б. Пачиньским. В качестве звёздного поля он предложил использовать Магеллановы Облака или уплотнение звёзд вокруг центра нашей Галактики. Уже через год было выявлено несколько случаев симметричного увеличения и ослабления блеска звёзд длительностью около месяца, которые по всем признакам являлись следствием микролинзирования при пролёте тёмных тел.

Как сейчас представляется, эти тёмные тела имеют массу гораздо меньше солнечной (сам метод микролинзирования «чувствителен» к поиску тел массой от 10-8 до 10-3 масс Солнца). Природа их до конца не ясна. Возможно, это планеты типа Юпитера или остывшие холодные карлики.

Итак, появился ещё один независимый астрономический метод. Он позволяет получать важную информацию о загадочной тёмной материи, измерять ключевые космологические параметры и наблюдать новые эффекты в движении небесных тел, которые невозможно исследовать традиционными астрономическими методами.



Страниц : 1