Yerçekimi merceği - Gravitational lens

hakkında bir dizi makalenin bir parçası
yerçekimi merceklenmesi
Einstein halkası Biçimcilik Güçlü mercekleme Mikro mercekleme Zayıf merceklenme
Güçlü lens sistemleri Abell 1689  · Abell 2218 CL0024+17  · Mermi Kümesi QSO2237+0305  · SDSSJ0946+1006 B1359+154  · QSO 0957+561
anketler Güçlü: SINIF  · SLACS ( SDSS ) Micro: OGLE  · Gaia Zayıf: DLS  · Pan-STARRS  · CFHTLS  · DES  · LSST  · SNAP  · DESTINY
v T e

Genel görelilik
${\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }}$
Tanıtım Tarih matematiksel formülasyon testler
Temel kavramlar denklik ilkesi Özel görelilik dünya çizgisi Sözde Riemann manifoldu
olaylar Kepler sorunu yerçekimi merceklenmesi yerçekimi dalgaları Çerçeve sürükleme jeodezik etki Olay ufku tekillik Kara delik Boş zaman uzay-zaman diyagramları Minkowski uzay-zaman Einstein-Rosen köprüsü
denklemler formalizmler denklemler Doğrusallaştırılmış yerçekimi Einstein alan denklemleri Friedmann jeodezik Mathisson-Papapetrou-Dixon Hamilton-Jacobi-Einstein formalizmler ADM BSSN Newton sonrası ileri teori Kaluza-Klein teorisi kuantum yerçekimi
Çözümler Schwarzschild ( iç ) Reissner-Nordström Gödel Kerr Kerr-Newman kaşer Lemaitre-Tolman Taub-SOMUN Milne Robertson-Walker pp dalgası kamyonet Stockum tozu Weyl-Lewis-Papapetro
Bilim insanları Einstein Lorentz Hilbert poincare Schwarzschild bakıcı Reissner Nordström Weyl Eddington Friedman Milne Zwicky Lemaitre Gödel tekerlekli Robertson Bardeen yürüteç Kerr Chandrasekhar Ehler Penrose şahin Raychaudhuri Taylor Hulse kamyonet Stockum Taub Yeni adam evet Thorne diğerleri
fizik portalı  Kategori
v T e

Bir ışık kaynağı yerçekimi merceğinin arkasından geçer (görüntünün merkezine yerleştirilmiş nokta kütlesi). Su çemberi, mercek olmasaydı görüleceği gibi ışık kaynağıdır, beyaz noktalar ise kaynağın çoklu görüntüleridir (bkz. Einstein halkası ).

Bir yerçekimi merceği , uzaktaki bir ışık kaynağı ile bir gözlemci arasındaki maddenin (bir gökada kümesi gibi ) dağılımıdır ve ışık gözlemciye doğru giderken kaynaktan gelen ışığı bükebilir. Bu etki olarak bilinen yerçekimi mercekleme ve bükme miktarı öngörüleri biridir Einstein 'in genel görelilik teorisi . ( Klasik fizik ayrıca ışığın bükülmesini de tahmin eder, ancak genel görelilik tarafından tahmin edilenin yalnızca yarısı.)

Einstein, 1912'de konuyla ilgili yayınlanmamış hesaplamalar yapmış olsa da, Orest Khvolson (1924) ve Frantisek Link (1936), genellikle basılı olarak etkiyi tartışan ilk kişiler olarak kabul edilir. Bununla birlikte, bu etki daha çok 1936'da konuyla ilgili bir makale yayınlayan Einstein ile ilişkilendirilir.

Fritz Zwicky 1937'de bu etkinin galaksi kümelerinin kütleçekimsel mercekler gibi davranmasına izin verebileceğini öne sürdü. 1979 yılına kadar bu etki, Twin QSO SBS 0957+561 olarak adlandırılan gözlemle doğrulanmadı .

Açıklama

Medya oynat

Kütleçekimsel mercekleme – araya giren galaksi, çok gerideki bir galaksinin görünümünü değiştirir (video; sanatçının konsepti).

Medya oynat

Bu şematik görüntü, uzak bir gökadadan gelen ışığın, ön plandaki bir gökadanın kütleçekimsel etkileri tarafından nasıl bozulduğunu, bu gökadanın bir mercek gibi davrandığını ve uzaktaki kaynağın çarpık, ancak büyütülmüş, Einstein halkaları olarak bilinen karakteristik ışık halkaları oluşturarak nasıl büyüdüğünü gösterir.

Medya oynat

Bu etkinin neden olduğu SDP.81'in bozulmasının bir analizi, yıldız oluşturan madde kümelerini ortaya çıkardı.

Optik bir mercekten farklı olarak , nokta benzeri bir yerçekimi mercek, merkezine en yakın yoldan geçen maksimum ışık sapması ve merkezinden en uzağa giden minimum ışık sapması üretir. Sonuç olarak, yerçekimi merceğinin tek bir odak noktası yoktur , ancak bir odak çizgisi vardır. Yerçekimi ışığı sapması bağlamında "mercek" terimi ilk olarak OJ Lodge tarafından kullanılmıştır; o, "güneş yerçekimi alanının bir mercek gibi davrandığını söylemeye izin verilmez, çünkü odak uzaklığı yoktur". (Işık) kaynağı, masif merceklenen nesne ve gözlemci düz bir çizgide bulunuyorsa, orijinal ışık kaynağı masif merceklenen nesnenin etrafında bir halka olarak görünecektir (merceğin dairesel simetriye sahip olması koşuluyla). Herhangi bir yanlış hizalama varsa, gözlemci bunun yerine bir yay parçası görecektir. Bu fenomen ilk olarak 1924'te St. Petersburg fizikçisi Orest Khvolson tarafından dile getirildi ve 1936'da Albert Einstein tarafından nicelleştirildi . Khvolson'un akı veya yarıçapı ile ilgilenmediği için literatürde genellikle Einstein halkası olarak anılır . halka görüntüsü. Daha yaygın olarak, mercek kütlesinin karmaşık olduğu (bir galaksi grubu veya küme gibi ) ve uzay-zamanın küresel bir bozulmasına neden olmadığı durumlarda, kaynak merceğin etrafına dağılmış kısmi yaylara benzeyecektir. Gözlemci daha sonra aynı kaynağın birden çok çarpık görüntüsünü görebilir; kaynağın, merceğin ve gözlemcinin göreli konumlarına ve merceklenen nesnenin yerçekimi kuyusunun şekline bağlı olarak bunların sayısı ve şekli.

Yerçekimi merceklenmesinin üç sınıfı vardır:

Güçlü mercekleme

Einstein halkalarının , yayların ve çoklu görüntülerin oluşumu gibi kolayca görülebilen çarpıklıkların olduğu yerler . "Güçlü" olarak kabul edilmesine rağmen, etki genellikle nispeten küçüktür, öyle ki, kütlesi Güneş'in 100 milyar katından daha fazla olan bir galaksi bile , yalnızca birkaç ark saniyesi ile ayrılmış birden fazla görüntü üretecektir . Galaksi kümeleri , birkaç yaydakikalık ayrımlar üretebilir. Her iki durumda da galaksiler ve kaynaklar oldukça uzaktır, Galaksimizden yüzlerce megaparsek uzaktadır.

Zayıf mercekleme

Arka plan kaynaklarının bozulmalarının çok daha küçük olduğu ve yalnızca çok sayıda kaynağın istatistiksel bir şekilde analiz edilerek yalnızca yüzde birkaç tutarlı çarpıklıkların bulunmasıyla tespit edilebildiği durumlarda. Mercekleme, merceğin merkezine doğru yöne dik olan arka plan nesnelerinin tercih edilen bir gerilmesi olarak istatistiksel olarak ortaya çıkar. Şekiller ve uzak galaksilerin çok sayıda yönelimleri ölçerek, yönlendirmeleri ölçmek için ortalaması olabilir kesme herhangi bir bölgede mercek alanının. Bu da bölgedeki kütle dağılımını yeniden oluşturmak için kullanılabilir: özellikle karanlık maddenin arka plan dağılımı yeniden oluşturulabilir. Galaksiler doğal olarak eliptik olduğundan ve zayıf kütleçekimsel mercekleme sinyali küçük olduğundan, bu araştırmalarda çok fazla sayıda galaksinin kullanılması gerekir. Bu zayıf mercekleme araştırmaları, bir dizi önemli sistematik hata kaynağından dikkatli bir şekilde kaçınmalıdır : galaksilerin içsel şekli, bir kameranın nokta yayma işlevinin bir galaksinin şeklini bozma eğilimi ve atmosferik görmenin görüntüleri çarpıtma eğilimi anlaşılmalı ve özenle hesaplanmıştır. Bu araştırmaların sonuçları, kozmolojik parametre tahmini, Lambda-CDM modelini daha iyi anlamak ve geliştirmek ve diğer kozmolojik gözlemler üzerinde tutarlılık kontrolü sağlamak için önemlidir . Ayrıca karanlık enerji üzerinde önemli bir gelecek kısıtlaması sağlayabilirler .

mikro mercekleme

Şekilde herhangi bir bozulmanın görülmediği ancak arka plandaki bir nesneden alınan ışığın miktarı zamanla değişir. Mercekleme nesnesi, tipik bir durumda Samanyolu'ndaki yıldızlar olabilir , arka plan kaynağı uzak bir galaksideki yıldızlar veya başka bir durumda daha da uzak bir kuasar olabilir . Aşırı durumlarda, uzak bir galaksideki bir yıldız, bir mikro mercek gibi davranabilir ve çok daha uzaktaki başka bir yıldızı büyütebilir. Bunun ilk örneği MACS J1149 Lensed Star 1 (Icarus olarak da bilinir) yıldızıydı, yani mikro mercekleme etkisinden dolayı akıdaki artış sayesinde bugüne kadar gözlemlenen en uzak yıldız.

Yerçekimi mercekleri , yalnızca görünür ışıkta değil, yerçekimi dalgaları gibi elektromanyetik olmayan radyasyonda da her türlü elektromanyetik radyasyona eşit şekilde etki eder . Galaksi araştırmalarının yanı sıra kozmik mikrodalga arka planı için zayıf merceklenme etkileri araştırılıyor . Radyo ve röntgen rejimlerinde de güçlü lensler gözlemlenmiştir . Güçlü bir mercek birden fazla görüntü üretiyorsa, iki yol arasında göreceli bir zaman gecikmesi olacaktır: yani, bir görüntüde merceklenen nesne diğer görüntüden önce gözlenecektir.

Tarih

Biri Eddington 1919 bireyin fotoğrafları güneş tutulması deneyde, başarısını açıklarken yaptığı 1920 çalışmada sunulan

1784'te Henry Cavendish (yayınlanmamış bir el yazmasında) ve 1801'de Johann Georg von Soldner (1804'te yayınlandı) Newton'un yerçekiminin, Isaac Newton'un 1704'te Sorgularında zaten varsaydığı gibi, yıldız ışığının büyük bir nesnenin etrafında büküleceğini tahmin ettiğini belirtmişti. Opticks adlı kitabında 1 numara . Soldner'ınkiyle aynı değer, Einstein tarafından 1911'de yalnızca denklik ilkesine dayalı olarak hesaplanmıştır . Ancak Einstein, 1915'te, genel göreliliği tamamlama sürecinde, kendisinin (ve dolayısıyla Soldner'ın) 1911 sonucunun doğru değerin yalnızca yarısı olduğunu kaydetti. Einstein, ışık bükülmesi için doğru değeri hesaplayan ilk kişi oldu.

Işık sapmasına ilişkin ilk gözlem, yıldızların göksel küre üzerinde Güneş'in yakınından geçerken konumlarındaki değişime dikkat edilerek yapıldı . Gözlemler tarafından 1919 yılında yapılmıştır Arthur Eddington , Frank Watson Dyson toplam sırasında ve işbirlikçilerinin güneş tutulması üzerine 29 Mayıs . Güneş tutulması, Güneş'e yakın yıldızların gözlemlenmesine izin verdi. Gözlemler aynı anda Afrika'nın batı kıyısındaki Sobral, Ceará , Brezilya ve São Tomé ve Príncipe şehirlerinde yapıldı. Gözlemler , Güneş'in yakınından geçen yıldızlardan gelen ışığın hafifçe büküldüğünü, bu nedenle yıldızların hafifçe konumlarının dışında göründüğünü gösterdi.

Uzak bir kaynaktan gelen büyük bir nesnenin etrafında ışığı bükmek. Turuncu oklar, arka plan kaynağının görünen konumunu gösterir. Beyaz oklar, kaynağın gerçek konumundan ışığın yolunu gösterir.

Einstein'ın Haçı olarak bilinen oluşumda , güçlü kütleçekimsel merceklenme nedeniyle ön plandaki bir galaksinin etrafında aynı uzak kuasarın dört görüntüsü beliriyor.

Sonuç muhteşem haber olarak kabul edildi ve çoğu büyük gazetenin ön sayfasında yer aldı. Einstein'ı ve genel görelilik teorisini dünyaca ünlü yaptı. Asistanı tarafından 1919'da Eddington ve Dyson tarafından genel görelilik doğrulanmasaydı tepkisinin ne olacağı sorulduğunda Einstein, "O zaman Tanrım için üzülürüm. Teori zaten doğru" dedi. 1912'de Einstein, ışık bir kütle etrafında saptırılırsa, bir gözlemcinin tek bir ışık kaynağının birden fazla görüntüsünü görebileceğini tahmin etmişti. Bu etki, kütlenin bir tür yerçekimi merceği gibi hareket etmesini sağlayacaktır. Bununla birlikte, yalnızca tek bir yıldızın etrafındaki sapmanın etkisini göz önünde bulundurduğu için, yıldızlar ve gözlemci arasındaki gerekli hizalamalar son derece olasılık dışı olacağından, fenomenin öngörülebilir gelecekte gözlemlenmesinin olası olmadığı sonucuna varıyor gibiydi. Birkaç başka fizikçi de kütleçekimsel merceklenme hakkında spekülasyonlar yaptı, ancak hepsi aynı sonuca vararak gözlemlemenin neredeyse imkansız olduğu sonucuna vardı.

Einstein konuyla ilgili yayınlanmamış hesaplamalar yapmış olsa da, baskıdaki yerçekimi merceğinin ilk tartışması Khvolson tarafından kaynak, mercek ve gözlemci mükemmele yakın hizadayken yerçekiminin "halo etkisini" tartışan kısa bir makalede yapıldı. Einstein halkası olarak adlandırılır .

1936'da, Rudi W. Mandl'ın bazı teşviklerinden sonra Einstein, Science dergisinde "Bir Yıldızın Mercek Benzeri Hareketi, Yerçekimi Alanında Işığın Sapması" adlı kısa makalesini isteksizce yayınladı .

1937'de Fritz Zwicky ilk olarak yeni keşfedilen galaksilerin (o zamanlar 'nebula' olarak adlandırılıyordu) hem kaynak hem de mercek görevi görebileceğini ve söz konusu kütle ve boyutlar nedeniyle etkinin çok daha olası olduğunu düşündü. gözlemlenmek.

1963 yılında Yu. G. Klimov, S. Liebes ve Sjur Refsdal bağımsız olarak kuasarların kütleçekimsel mercek etkisi için ideal bir ışık kaynağı olduğunu fark ettiler.

İlk yerçekimi merceğinin keşfedilmesi 1979 yılına kadar değildi. Başlangıçta iki özdeş yıldız benzeri nesneye benzediği için " İkiz QSO " olarak tanındı. (Resmi olarak SBS 0957+561 olarak adlandırılmıştır .) Bu kütleçekimsel mercek Dennis Walsh , Bob Carswell ve Ray Weymann tarafından Kitt Peak Ulusal Gözlemevi 2.1 metrelik teleskop kullanılarak keşfedilmiştir .

1980'lerde gökbilimciler, CCD görüntüleyiciler ve bilgisayarların kombinasyonunun her gece milyonlarca yıldızın parlaklığının ölçülmesine izin vereceğini fark ettiler. Galaktik merkez veya Macellan bulutları gibi yoğun bir alanda, her yıl potansiyel olarak birçok mikro merceklenme olayı bulunabilir. Bu , OGLE-2016-BLG-1190Lb ve OGLE-2016-BLG-1195Lb dahil olmak üzere bu tür yüzlerce olayı karakterize eden Optik Yerçekimi Mercekleme Deneyi veya OGLE gibi çabalara yol açtı .

Uzay-zaman eğriliği açısından açıklama

Simüle edilmiş kütleçekimsel merceklenme (arka plandaki bir gökadanın önünden geçen kara delik).

Genel görelilikte ışık, uzay-zamanın eğriliğini takip eder, bu nedenle ışık büyük bir nesnenin etrafından geçtiğinde bükülür. Bu, diğer taraftaki bir nesneden gelen ışığın, tıpkı sıradan bir mercek gibi, gözlemcinin gözüne doğru büküleceği anlamına gelir. Genel görelilikte ışığın hızı yerçekimi potansiyeline (yani metrik) bağlıdır ve bu bükülme, ışığın ışık hızındaki bir gradyan boyunca hareket etmesinin bir sonucu olarak görülebilir. Işık ışınları, gelecek, uzay benzeri ve geçmiş bölgeler arasındaki sınırdır. Yerçekimi çekimi, arka planda eğri bir geometride bozulmamış nesnelerin hareketi olarak veya alternatif olarak nesnelerin düz bir geometride bir kuvvete tepkisi olarak görülebilir . Sapma açısı:

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

kütle doğru M bir mesafe en r etkilenen radyasyon, G, bir yerçekimi evrensel sabit ve c bir vakumda ışık hızıdır.

Yana schwarzschild yarıçapı olarak tanımlanır ve çıkış hızı olarak tanımlanır , bu da basit bir şekilde ifade edilebilir, ${\displaystyle r_{\metin{s}}}$${\displaystyle r_{\text{s}}={2Gm}/{c^{2}}}$ ${\displaystyle v_{\metin{e}}}$${\textstyle v_{\text{e}}={\sqrt {2Gm/r}}=\beta _{\text{e}}c}$

${\displaystyle \theta =2{\frac {r_{\text{s}}}{r}}=2\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\sağ)^ {2}=2\beta _{\text{e}}^{2}}$

Yerçekimi lenslerini arayın

NASA/ESA Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan bu görüntü, gökada kümesi MACS J1206'yı göstermektedir .

Geçmişteki yerçekimi merceklerinin çoğu tesadüfen keşfedildi. New Mexico'da Çok Büyük Dizi (VLA) kullanılarak radyo frekanslarında yapılan kuzey yarımkürede yerçekimi mercekleri (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS) araştırması, önemli bir dönüm noktası olan 22 yeni mercek sisteminin keşfedilmesine yol açtı. Bu, evreni daha iyi anlayabilmemiz için çok uzak nesneleri bulmaktan kozmolojik parametreler için değerler bulmaya kadar uzanan araştırmalar için yepyeni bir yol açtı.

Güney yarım kürede benzer bir araştırma, kuzey yarım küre araştırmasını tamamlamanın yanı sıra çalışma için başka hedefler elde etmek için çok iyi bir adım olacaktır. İyi kalibre edilmiş ve iyi parametrelenmiş alet ve veriler kullanılarak böyle bir arama yapılırsa, kuzey anketine benzer bir sonuç beklenebilir. Avustralya Teleskopu Kompakt Dizisi (ATCA) kullanılarak toplanan Avustralya Teleskopu 20 GHz (AT20G) Anket verilerinin kullanımı, böyle bir veri koleksiyonu anlamına gelir. Veriler, çok sıkı bir veri kalitesi korunarak aynı araç kullanılarak toplandığından, aramadan iyi sonuçlar almayı beklemeliyiz. AT20G araştırması, elektromanyetik spektrumun radyo alanında 20 GHz frekansında yapılan kör bir araştırmadır. Kullanılan yüksek frekans nedeniyle, göreli kompakt çekirdek nesnelerin (örneğin kuasarlar) sayısı arttıkça yerçekimi merceklerini bulma şansı artar (Sadler ve diğerleri 2006). Bu, karmaşık nesnelere kıyasla basit nesnelerde merceğin algılanması ve tanımlanması daha kolay olduğu için önemlidir. Bu arama, adayları belirlemek ve onları belirlemek için daha yüksek çözünürlükte takip etmek için interferometrik yöntemlerin kullanılmasını içerir. Projenin tüm detayları şu anda yayın için çalışıyor.

Galaxy kümesi SDSS J0915+3826, gökbilimcilerin gökadalardaki yıldız oluşumunu incelemelerine yardımcı olur.

Güneş sistemimizin dışındaki gezegenleri aramak için mikro mercekleme teknikleri kullanılmıştır. 2002-2007 dönemi boyunca gözlemlenen belirli mikro merceklenme vakalarının istatistiksel analizi, Samanyolu galaksisindeki çoğu yıldızın 0,5 ila 10 AU içinde en az bir yörüngedeki gezegene ev sahipliği yaptığını buldu.

Science Daily'de 2009 yılında yayınlanan bir makalede, ABD Enerji Bakanlığı'na bağlı Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı'ndan bir kozmolog tarafından yönetilen bir bilim adamları ekibi, kütleçekimsel merceklemenin kullanımını daha önce mümkün olandan çok daha eski ve daha küçük yapıların incelenmesine genişletmede büyük ilerleme kaydetti. Zayıf kütleçekimsel merceklenmenin uzak galaksilerin ölçümlerini iyileştirdiğini belirten Dr.

Dan Astronomlar Max Planck Enstitüsü'nde Astronomi için Heidelberg , Almanya içinde 21 Eki 2013 tarihinde yayınlanmak üzere kabul bunların sonuçları, Astrophysical Journal Letters , zamanında en uzak çekimsel mercek galaksi olarak adlandırılan keşfetmişti J1000 + 0221 kullanarak NASA ‘nın Hubble Uzay Teleskobu . Bilinen en uzak dört görüntülü mercekleme gökadası olmaya devam ederken, daha sonra, Hubble Uzay Teleskobu ve Keck teleskop görüntüleme ve spektroskopisinin bir kombinasyonunu kullanan uluslararası bir gökbilimciler ekibi tarafından daha da uzaktaki iki görüntülü mercekleme gökadası keşfedildi . Keşfi ve analizi IRC 0218 lens yayınlandı Astrophysical Journal Letters 23 Haziran 2014 tarihinde.

Araştırma online baskısında 30 Eylül 2013 yayınlanan Physical Review Letters öncülüğünde, McGill Üniversitesi de Montreal , Quebec , Kanada keşfetti B-modlarını kullanarak, yerçekimi merceklenme etkisiyle oluşan, Ulusal Bilim Vakfı 'nın Güney Kutbu Teleskop ve Herschel uzay gözlemevinin yardımıyla. Bu keşif, evrenimizin nasıl ortaya çıktığına dair teorileri test etme olanaklarını açacaktır.

Abell 2744 gökada kümesi - kütleçekimsel merceklenmenin ortaya çıkardığı son derece uzak gökadalar (16 Ekim 2014).

Güneş yerçekimi merceği

Albert Einstein 1936'da Güneş'in kenarlarını çevreleyen aynı yönden gelen ışık ışınlarının Güneş'ten yaklaşık 542 AU'luk bir odak noktasına yaklaşacağını tahmin etti. Bu nedenle, Güneş'ten bu uzaklıkta (veya daha fazla) konumlandırılmış bir sonda, Güneş'in karşı tarafındaki uzaktaki nesneleri büyütmek için Güneş'i yerçekimi merceği olarak kullanabilir. Bir sondanın konumu, Güneş'e göre farklı hedefler seçmek için gerektiğinde değişebilir.

Bu mesafe, Voyager 1 gibi uzay sondalarının ilerleme ve ekipman yeteneklerinin ve bilinen gezegenlerin ve cüce gezegenlerin çok ötesindedir, ancak 90377 Sedna , son derece eliptik yörüngesinde binlerce yıldan daha uzağa hareket edecektir. 21 cm hidrojen hattındaki mikrodalgalar gibi bu lens aracılığıyla potansiyel olarak sinyalleri algılamak için yüksek kazanç , Frank Drake'in SETI'nin ilk günlerinde bu mesafeye bir sonda gönderilebileceği önerisine yol açtı . Çok amaçlı bir SETISAIL ve daha sonra FOCAL , 1993 yılında ESA'ya önerildi, ancak zor bir görev olması bekleniyor. Bir sonda 542 AU'yu geçerse, daha uzak mesafelerde bir odak noktasına gelen ışınlar Güneş'in koronasının çarpıklıklarından daha uzağa geçtiğinden, merceğin büyütme yetenekleri daha uzak mesafelerde hareket etmeye devam edecektir. Konseptin bir eleştirisi, güneş koronasının girişimi, görev odak düzleminin tasarımını zorlaştıracak hedefin yüksek büyütmesi ve lensin doğal küresel sapmasının bir analizi gibi konuları tartışan Landis tarafından verildi. .

2020'de NASA fizikçisi Slava Turyshev, Güneş Yerçekimi Mercek Misyonu ile Bir Ötegezegenin Doğrudan Çok Piksel Görüntüleme ve Spektroskopisi fikrini sundu . Lens, yüzey özelliklerini ve yaşanabilirlik belirtilerini görmeye yetecek kadar ~25 km ölçekli yüzey çözünürlüğü ile ötegezegen görüntüsünü yeniden yapılandırabilir.

Zayıf merceklemeyi ölçme

Gökada kümesi MACS J2129-0741 ve mercekli gökada MACS2129-1.

Kaiser, Squires ve Broadhurst (1995), Luppino & Kaiser (1997) ve Hoekstra ve diğerleri. (1998), nokta yayılma fonksiyonu (PSF) bulaşması ve kesilmesinin etkilerini tersine çevirmek için bir yöntem önerdi, PSF'nin sistematik bozulmasıyla kirlenmemiş bir kesme tahmin edicisini geri kazandı. Bu yöntem (KSB+), zayıf mercekleme kesme ölçümlerinde en yaygın olarak kullanılan yöntemdir.

Galaksilerin rastgele dönüşleri ve eğilimleri vardır. Sonuç olarak, zayıf merceklenmedeki kesme etkilerinin istatistiksel olarak tercih edilen yönlerle belirlenmesi gerekir. Mercekleme ölçümündeki birincil hata kaynağı, mercekli görüntü ile PSF'nin evrişiminden kaynaklanmaktadır. KSB yöntemi, bir galaksi görüntüsünün eliptikliğini ölçer. Kesme, eliptiklik ile orantılıdır. Lensli görüntülerdeki nesneler, ağırlıklı dört kutuplu momentlerine göre parametrelendirilir. Mükemmel bir elips için ağırlıklı dört kutuplu momentler ağırlıklı eliptiklikle ilişkilidir. KSB, ağırlıklı bir eliptiklik ölçüsünün kesme ile nasıl ilişkili olduğunu hesaplar ve PSF'nin etkilerini ortadan kaldırmak için aynı formalizmi kullanır.

KSB'nin başlıca avantajları matematiksel kolaylığı ve nispeten basit uygulamasıdır. Bununla birlikte, KSB, PSF'nin anizotropik bir bozulma ile dairesel olduğu temel varsayımına dayanmaktadır. Bu, kozmik kesme araştırmaları için makul bir varsayımdır, ancak yeni nesil araştırmalar (örneğin LSST ) KSB'nin sağlayabileceğinden çok daha iyi doğruluk gerektirebilir.

Galeri

• 

  Sunburst Ark galaksisi.

• 

  Yerçekimi mercekli Quasar.

• 

  SDSS J0952+3434'te, alttaki yay şeklindeki gökada, kütleçekimsel merceklenmiş bir gökadanın karakteristik şekline sahiptir.

• 

  SDSS J1050+0017 etrafında çarpık ve bozuk.

• 

  Galaxy SPT0615-JD , Evren sadece 500 milyon yaşındayken vardı.

• 

  DESI Legacy Survey verilerinde bulunan yerçekimi lensleri

• 

  DESI Legacy Survey verilerinde bulunan yerçekimi lensleri

• 

  Mercekleme fenomeni, yaklaşık 100 ışıkyılı veya daha azı kadar küçük özelliklere izin verir.

• 

  Yerçekimi mercekli tip Ia süpernova iPTF16geu'ya ayrıntılı bir bakış .

• 

  Gökada kümesinin (SDSS J1038+4849) ve yerçekimi merceklenmesinin (bir Einstein halkası ) ( HST ) "Gülen" görüntüsü .

• 

  Abell 1689 - gerçek kütleçekimsel merceklenme etkileri ( Hubble Uzay Teleskobu ).

• 

  Karanlık madde dağılımı - zayıf kütleçekimsel merceklenme ( Hubble Uzay Teleskobu ).

• 

  Kırmızıya kayma z = 1.53'te keşfedilen yerçekimi merceği .

• 

  Einstein denklemleri ile yerçekimi merceği, Boerhaave Müzesi , Leiden

• 

  Yerçekimi Mercekleme Grafiği (8 Ocak 2020)

• 

  Hubble Hamilton'ın Nesnesini Sergiliyor

Yerçekimi mercekli uzak yıldız oluşturan galaksiler.

Ayrıca bakınız

• karasal atmosferik lens
• Yerçekimi mercekleme formalizmi
• Güçlü yerçekimi merceklenmesi
• Zayıf yerçekimi merceklenmesi
• yerçekimi mikro mercekleme
• Einstein haçı
• Einstein yüzüğü
• SN Refsdal

Tarihsel makaleler ve referanslar

• 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). "Yıldızın Yerçekimi Alanında Işığın Sapmasıyla Mercek Benzeri Hareketi". Bilim . 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). "Yerçekimsel Merceklemenin Kökeni: Einstein'ın 1936 Bilim makalesine bir not". Bilim . 275 (5297): 184–6. Bibcode : 1997Sci...275..184R . doi : 10.1126/science.275.5297.184 . PMID  8985006 . S2CID  43449111 .

Referanslar

Notlar

bibliyografya

• " Tesadüfi Astrofizikçiler ". Bilim Haberleri, 13 Haziran 2008.
• " XFGLenses ". Yerçekimi Merceklerini görselleştirmek için bir Bilgisayar Programı, Francisco Frutos-Alfaro
• " G-Lens ". Bir Nokta Kütle Çekim Mercek Simülasyonu, Mark Boughen.
• Newbury, Pete, " Yerçekimsel Mercekleme ". Uygulamalı Matematik Enstitüsü, British Columbia Üniversitesi.
• Cohen, N., "Gravity'nin Merceği: Yeni Kozmolojinin Görüşleri", Wiley and Sons, 1988.
• " Q0957+561 Yerçekimi Merceği ". Harvard.edu.
• Bridges, Andrew, " Evrendeki en uzak bilinen nesne keşfedildi ". İlişkili Basın . 15 Şubat 2004. (Abell 2218 ve Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak kütleçekimsel mercekleme ile bulunan en uzak gökada.)
• Şirketleri Analiz Etmek ... ve Kozmos Kütleçekimsel merceklemede alışılmadık bir kariyer yolu.
• " Güçlü yerçekimi merceklerinin HST görüntüleri ". Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi.
• " Gezegensel bir mikro mercekleme olayı " ve " Mikro mercekleme olayında bir Jovian kütleli Gezegen OGLE-2005-BLG-071 ", mikro mercekleme kullanan ilk güneş dışı gezegen algılamaları.
• arxiv.org üzerinde yerçekimi mercekleme
• NRAO SINIF ana sayfası
• AT20G araştırması
• Kütleçekimsel mercek etkisi üzerinde bir kırınım sınırı (Bontz, RJ ve Haugan, MP "Astrophysics and Space Science" cilt 78, no. 1, s. 199-210. Ağustos 1981)

daha fazla okuma

• Blandford ve Narayan; Narayan, R (1992). "Yerçekimsel merceklenmenin kozmolojik uygulamaları". Astronomi ve Astrofizik Yıllık İnceleme . 30 (1): 311–358. Bibcode : 1992ARA&A..30..311B . doi : 10.1146/annurev.aa.30.090192.001523 .
• Matthias Bartelmann; Peter Schneider (2000-08-17). "Zayıf Yerçekimi Mercekleme" (PDF) . Arşivlenmiş orijinal (PDF) 2007-02-26 tarihinde. Alıntı günlüğü gerektirir |journal=( yardım )
• Khavinson, Dmitry; Neumann, Genevra (Haziran-Temmuz 2008). "Cebir Temel Teoreminden Astrofiziğe: Bir "Uyumlu" Yol" (PDF) . AMS Bildirimleri . 55 (6): 666–675..
• Petters, Arlie O. ; Levine, Harold; Wambsganss, Joachim (2001). Tekillik Teorisi ve Kütleçekimsel Mercekleme . Matematiksel Fizikte İlerleme. 21 . Birkhäuser.
• Yerçekimi mercekli kaynakların paralaks ölçümlerini kullanma olasılıklarının değerlendirilmesi için araçlar (Stein Vidar Hagfors Haugan. Haziran 2008)

Dış bağlantılar

• Video: Evalyn Gates – Einstein'ın Teleskopu: Evrende Karanlık Madde ve Karanlık Enerji Arayışı 2018-09-02'de Wayback Machine'de arşivlendi , 19 Nisan 2009'da Portland, Oregon'da, yazarın son kitap turundan sunum.
• Ses: Fraser Cain ve Dr. Pamela Gay – Astronomi Oyuncular: Yerçekimsel Mercekleme, Mayıs 2007

Bilim kurgu eserlerinde öne çıkan

• Varoluş , David Brin, 2012