Gravitačná šošovka je rozloženie hmoty (napríklad kopa galaxií) medzi vzdialeným zdrojom svetla, ktorý je schopný ohýbať žiaru zo satelitu, ktorá prechádza smerom k divákovi a pozorovateľovi. Tento efekt je známy ako gravitačná šošovka a veľkosť ohybu je jednou z predpovedí Alberta Einsteina vo všeobecnej teórii relativity. Klasická fyzika tiež hovorí o ohýbaní svetla, ale to je len polovica toho, o čom hovorí všeobecná relativita.
Tvorca
Hoci Einstein urobil nepublikované výpočty na túto tému v roku 1912, Orest Chwolson (1924) a František Link (1936) sú všeobecne považovaní za prvých, ktorí vyjadrili účinok gravitačnej šošovky. Stále je však častejšie spájaný s Einsteinom, ktorý publikoval článok v roku 1936.
Potvrdenie teórie
Fritz Zwicky v roku 1937 navrhol, že tento efekt by mohol umožniť zhlukom galaxií pôsobiť ako gravitačná šošovka. Až v roku 1979 bol tento jav potvrdený pozorovaním kvazaru Twin QSO SBS 0957 + 561.
Popis
Na rozdiel od optických šošoviek, gravitačné šošovky vytvárajú maximálne vychýlenie svetla, ktoré prechádza najbližšie k jej stredu. A minimum z toho, čo sa rozprestiera ďalej. Preto gravitačná šošovka nemá jediné ohnisko, ale má priamku. Tento termín v kontexte vychýlenia svetla prvýkrát použil O. J. Lóže. Poznamenal, že „je neprijateľné povedať, že gravitačná šošovka Slnka pôsobí týmto spôsobom, pretože hviezda nemá ohniskovú vzdialenosť.“
Ak zdroj, masívny objekt a pozorovateľ ležia v jednej priamke, zdroj svetla sa bude javiť ako prstenec okolo hmoty. Ak existuje nejaký posun, namiesto toho je možné vidieť iba segment. Túto gravitačnú šošovku prvýkrát spomenul v roku 1924 v Petrohrade fyzik Orest Khvolson a kvantitatívne ju vypracoval Albert Einstein v roku 1936. Všeobecne označované v literatúre ako Albertove prstene, keďže prvé sa netýkali toku ani polomeru obrazu.
Najčastejšie, keď je hmota šošovky zložitá (napríklad skupina galaxií alebo kopa) a nespôsobuje sférické skreslenie časopriestoru, zdroj sa bude podobaťčiastočné oblúky rozptýlené okolo šošovky. Pozorovateľ potom môže vidieť viacero obrázkov so zmenenou veľkosťou toho istého objektu. Ich počet a tvar závisia od vzájomnej polohy, ako aj od simulácie gravitačných šošoviek.
Tri triedy
1. Silná šošovka.
Tam, kde sú ľahko viditeľné deformácie, ako je vytváranie Einsteinových prstencov, oblúkov a mnohopočetných obrazov.
2. Slabá šošovka.
Kde je zmena zdrojov pozadia oveľa menšia a dá sa zistiť iba štatistickou analýzou veľkého počtu objektov, aby sa zistilo len niekoľko percent koherentných údajov. Šošovka štatisticky ukazuje, ako je preferované roztiahnutie podkladových materiálov kolmé na smer k stredu. Meraním tvaru a orientácie veľkého počtu vzdialených galaxií je možné spriemerovať ich umiestnenie na meranie posunu poľa šošovky v akejkoľvek oblasti. To sa zase môže použiť na rekonštrukciu distribúcie hmoty: najmä je možné rekonštruovať oddelenie tmavej hmoty na pozadí. Keďže galaxie sú vo svojej podstate eliptické a slabý signál gravitačnej šošovky je malý, v týchto štúdiách sa musí použiť veľmi veľké množstvo galaxií. Slabé údaje o šošovkách sa musia starostlivo vyhýbať mnohým dôležitým zdrojom skreslenia: vnútorný tvar, tendencia funkcie rozloženia bodu skresľovať a schopnosť atmosférického videnia meniť obrázky.
Výsledky týchtoštúdie sú dôležité pre hodnotenie gravitačných šošoviek vo vesmíre, aby lepšie porozumeli a zlepšili model Lambda-CDM a poskytli kontrolu konzistencie iných pozorovaní. Môžu tiež predstavovať dôležité budúce obmedzenie temnej energie.
3. Mikrošošovka.
Kde v tvare nie je viditeľné žiadne skreslenie, ale množstvo svetla prijatého z objektu na pozadí sa časom mení. Objektom šošovky môžu byť hviezdy v Mliečnej dráhe a zdrojom pozadia gule vo vzdialenej galaxii alebo v inom prípade ešte vzdialenejšom kvazare. Účinok je malý, takže aj galaxia s hmotnosťou väčšou ako 100 miliárd krát väčšia ako Slnko by vytvorila viacero obrázkov oddelených iba niekoľkými oblúkovými sekundami. Galaktické zhluky môžu vytvárať vzdialenosti niekoľkých minút. V oboch prípadoch sú zdroje dosť ďaleko, mnoho stoviek megaparsekov od nášho vesmíru.
Časové oneskorenia
Gravitačné šošovky pôsobia rovnako na všetky typy elektromagnetického žiarenia, nielen na viditeľné svetlo. Slabé účinky sa študujú pre kozmické mikrovlnné pozadie aj pre galaktické štúdie. Silné šošovky boli pozorované aj v rádiovom a röntgenovom režime. Ak takýto objekt vytvára viacero obrázkov, medzi týmito dvoma cestami bude relatívne časové oneskorenie. To znamená, že na jednej šošovke bude popis pozorovaný skôr ako na druhej.
Tri typy objektov
1. Hviezdy, zvyšky, hnedí trpaslíci aplanéty.
Keď objekt v Mliečnej dráhe prechádza medzi Zemou a vzdialenou hviezdou, zaostrí a zosilní svetlo pozadia. Niekoľko udalostí tohto typu bolo pozorovaných vo Veľkom Magellanovom oblaku, malom vesmíre blízko Mliečnej dráhy.
2. Galaxie.
Masívne planéty môžu pôsobiť aj ako gravitačné šošovky. Svetlo zo zdroja za vesmírom je ohnuté a zaostrené na vytváranie obrazov.
3. Kopy galaxií.
Masívny objekt môže vytvárať obrazy vzdialeného objektu ležiaceho za ním, zvyčajne vo forme natiahnutých oblúkov - sektora Einsteinovho prstenca. Klastrové gravitačné šošovky umožňujú pozorovať svietidlá, ktoré sú príliš ďaleko alebo príliš slabé na to, aby ich bolo možné vidieť. A keďže pozerať sa na veľké vzdialenosti znamená pozerať sa do minulosti, ľudstvo má prístup k informáciám o ranom vesmíre.
Šošovka slnečnej gravitácie
Albert Einstein v roku 1936 predpovedal, že lúče svetla v rovnakom smere ako okraje hlavnej hviezdy sa budú zbiehať do ohniska vo vzdialenosti asi 542 AU. Takže sonda, ktorá je ďaleko (alebo viac) od Slnka, ju môže použiť ako gravitačnú šošovku na zväčšenie vzdialených objektov na opačnej strane. Umiestnenie sondy je možné podľa potreby posunúť na výber rôznych cieľov.
Drake Probe
Táto vzdialenosť je ďaleko za pokrokom a schopnosťami vybavenia vesmírnych sond, ako je Voyager 1, a za hranicami známych planét, hoci už tisícročiaSedna sa na svojej vysoko eliptickej dráhe posunie ďalej. Vysoký zisk pre potenciálnu detekciu signálov cez túto šošovku, ako sú mikrovlny na 21 cm vodíkovej linke, viedol Franka Drakea k špekuláciám v prvých dňoch SETI, že sonda by mohla byť poslaná tak ďaleko. Viacúčelový SETISAIL a neskôr FOCAL navrhla ESA v roku 1993.
Ale ako sa očakávalo, je to náročná úloha. Ak sonda prejde 542 AU, zväčšovacie schopnosti objektívu budú naďalej fungovať na väčšie vzdialenosti, pretože lúče, ktoré sa dostanú do ohniska na väčšie vzdialenosti, sa pohybujú ďalej od skreslenia slnečnej koróny. Kritiku tohto konceptu podal Landis, ktorý diskutoval o problémoch, ako je rušenie, veľké zväčšenie cieľa, ktoré by sťažilo návrh ohniskovej roviny misie, a analýza vlastnej sférickej aberácie šošovky.
