Gravitatsioonilääts on aine (näiteks galaktikate parve) jaotus kauge valgusallika vahel, mis on võimeline painutama satelliidilt lähtuvat kiirgust, mis liigub vaataja ja vaatleja suunas. Seda efekti tuntakse gravitatsiooniläätsena ja painde suurus on üks Albert Einsteini ennustusi üldrelatiivsusteoorias. Klassikaline füüsika räägib ka valguse paindumisest, kuid see on vaid pool sellest, millest üldrelatiivsusteooria räägib.
Looja
Kuigi Einstein tegi sel teemal 1912. aastal avaldamata arvutusi, peetakse Orest Chwolsoni (1924) ja František Linki (1936) üldiselt esimesteks, kes gravitatsiooniläätse mõju sõnastasid. Siiski seostatakse teda endiselt sagedamini Einsteiniga, kes avaldas artikli 1936. aastal.
Teooria kinnitus
Fritz Zwicky tegi 1937. aastal ettepaneku, et see efekt võib võimaldada galaktikaparvedel toimida gravitatsiooniläätsedena. Alles 1979. aastal kinnitas seda nähtust kvasar Twin QSO SBS 0957 + 561 vaatlus.
Kirjeldus
Erinev alt optilisest läätsest tekitab gravitatsioonilääts valguse maksimaalset kõrvalekallet, mis läbib selle keskpunktile kõige lähemal. Ja selle miinimum, mis ulatub kaugemale. Seetõttu ei ole gravitatsiooniläätsel ühte fookuspunkti, kuid sellel on joon. Seda terminit valguse kõrvalekalde kontekstis kasutas esmakordselt O. J. Öömaja. Ta märkis, et "on vastuvõetamatu väita, et Päikese gravitatsioonilääts toimib sel viisil, kuna tähel pole fookuskaugust."
Kui allikas, massiivne objekt ja vaatleja asetsevad sirgjoonel, ilmub allikavalgus rõngana aine ümber. Kui on nihe, saab selle asemel näha ainult segmenti. Seda gravitatsiooniläätse mainis esmakordselt 1924. aastal Peterburis füüsik Orest Khvolson ja kvantitatiivselt töötas välja Albert Einstein 1936. aastal. Kirjanduses nimetatakse seda üldiselt Alberti rõngasteks, kuna esimene ei olnud seotud voolu ega pildi raadiusega.
Enamasti, kui läätse mass on keeruline (nt galaktikate rühm või parv) ega põhjusta aegruumi sfäärilist moonutust, sarnaneb allikasümber objektiivi hajutatud osalised kaared. Seejärel näeb vaatleja sama objekti mitu muudetud suurusega pilti. Nende arv ja kuju sõltuvad suhtelisest asendist, samuti gravitatsiooniläätsede simulatsioonist.
Kolm klassi
1. Tugev lääts.
Kus on kergesti nähtavaid moonutusi, nagu Einsteini rõngaste moodustumine, kaared ja mitu kujutist.
2. Nõrk objektiiv.
Kus taustaallikate muutus on palju väiksem ja seda saab tuvastada vaid suure hulga objektide statistilise analüüsiga, et leida vaid paar protsenti sidusaid andmeid. Objektiiv näitab statistiliselt, kuidas eelistatud taustamaterjalide venitamine on risti tsentri poole suunatud suunaga. Mõõtes suure hulga kaugete galaktikate kuju ja orientatsiooni, saab nende asukohti keskmistada, et mõõta läätsevälja nihet mis tahes piirkonnas. Seda saab omakorda kasutada massijaotuse rekonstrueerimiseks: eelkõige saab rekonstrueerida tumeaine taustaeraldust. Kuna galaktikad on oma olemuselt elliptilised ja nõrk gravitatsiooniline läätsesignaal on väike, tuleb nendes uuringutes kasutada väga suurt hulka galaktikaid. Nõrgad objektiiviandmed peavad hoolik alt vältima mitmeid olulisi kallutatuse allikaid: sisekuju, kaamera punktide hajutamise funktsiooni kalduvus moonutada ja atmosfäärinägemise võime pilte muuta.
Nende tulemuseduuringud on olulised gravitatsiooniläätsede hindamiseks kosmoses, et paremini mõista ja täiustada Lambda-CDM mudelit ning pakkuda muude vaatluste järjepidevuse kontrolli. Need võivad tulevikus olla ka oluliseks piiranguks tumedale energiale.
3. Mikroläätsed.
Kus kujundis pole näha moonutusi, kuid taustaobjektilt saadava valguse hulk aja jooksul muutub. Objektiivi objektiks võivad olla Linnutee tähed ja tausta allikaks kauges galaktikas asuvad kuulid või muul juhul veelgi kaugemal asuv kvasar. Mõju on väike, nii et isegi galaktika, mille mass on suurem kui 100 miljardit korda Päikese massist, tekitaks mitu pilti, mida eraldab vaid paar kaaresekundit. Galaktilised klastrid võivad tekitada minutite vahesid. Mõlemal juhul on allikad meie universumist üsna kaugel, sadade megaparsekkide kaugusel.
Ajaviivitused
Gravitatsiooniläätsed mõjuvad võrdselt igat tüüpi elektromagnetilisele kiirgusele, mitte ainult nähtavale valgusele. Nõrka mõju uuritakse nii kosmilise mikrolaine tausta kui ka galaktikate uuringute jaoks. Tugevaid läätsi täheldati ka raadio- ja röntgenirežiimides. Kui selline objekt toodab mitu pilti, on nende kahe tee vahel suhteline viivitus. See tähendab, et ühel objektiivil jälgitakse kirjeldust varem kui teisel.
Kolme tüüpi objekte
1. Tähed, jäänused, pruunid kääbused japlaneedid.
Kui Linnuteel asuv objekt liigub Maa ja kauge tähe vahelt, teravustab see taustavalgust ja tugevdab seda. Linnutee lähedal asuvas väikeses universumis Suures Magellani pilves on täheldatud mitmeid seda tüüpi sündmusi.
2. Galaktikad.
Massiivsed planeedid võivad toimida ka gravitatsiooniläätsedena. Universumi taga olevast allikast pärinev valgus painutatakse ja fokusseeritakse kujutiste loomiseks.
3. Galaktikaparved.
Massiivne objekt võib luua kujutisi selle taga asuvast kaugest objektist, tavaliselt venitatud kaare kujul – Einsteini rõnga sektorist. Kobargravitatsiooniläätsed võimaldavad jälgida valgusteid, mis on liiga kaugel või liiga nõrgad, et neid näha. Ja kuna pikkade vahemaade vaatamine tähendab minevikku vaatamist, on inimkonnal juurdepääs teabele varase universumi kohta.
Päikese gravitatsioonilääts
Albert Einstein ennustas 1936. aastal, et põhitähe servadega samas suunas asuvad valguskiired koonduvad fookusesse, mille suurus on umbes 542 AU. Seega võib Päikesest kaugel (või rohkem) olev sond kasutada seda gravitatsiooniläätsena vastasküljel asuvate kaugete objektide suurendamiseks. Erinevate sihtmärkide valimiseks saab sondi asukohta vastav alt vajadusele nihutada.
Drake Probe
See vahemaa ületab palju kosmosesondide (nt Voyager 1) edenemist ja võimekust ning kaugemale tuntud planeetidest, kuigi aastatuhandeidSedna liigub oma väga elliptilisel orbiidil edasi. Suur võimendus selle objektiivi kaudu potentsiaalselt signaalide tuvastamisel, nagu mikrolained 21 cm vesinikuliinil, pani Frank Drake'i SETI algusaegadel spekuleerima, et sondi võib nii kaugele saata. ESA pakkus välja mitmeotstarbelise SETISAILi ja hilisema FOCALi 1993. aastal.
Kuid ootuspäraselt on see keeruline ülesanne. Kui sond ületab 542 AU-d, jätkavad objektiivi suurendusvõimalused pikemate vahemaade tagant, kuna suurematel vahemaadel fookusesse sattuvad kiired liiguvad päikesekrooni moonutustest kaugemale. Seda kontseptsiooni kritiseeris Landis, kes arutas selliseid küsimusi nagu häired, sihtmärgi suur suurendus, mis raskendaks missiooni fookustasandi kujundamist, ja objektiivi enda sfäärilise aberratsiooni analüüs.
