מדענים שולטים בדרכים רבות לחקור את היקום. אחד מהם מבוסס על התבוננות בהתנהגות האור החולף ליד אובייקטים מסיביים, ונקרא "עדשת כבידה". ואם אי פעם נראה בפירוט את המשטחים של כוכבי לכת רחוקים, סביר להניח שזה בזכותו.
עקרון עדשת הכבידה
תארו לעצמכם אובייקט שהוא מקור אור - כוכב, גלקסיה או הקווזאר הבהיר ביותר. אנו מצפים שהאור ממנו יגיע לצופה על פני כדור הארץ בקו ישר של העיר. אבל אם אובייקט אחר ממוקם על קו ישר בינינו לבין אובייקט בחלל, אז הוא יחסום את מקור האור מאיתנו.
עם זאת, אם מכשול האובייקט מספיק מסיבי, הוא ישחק את תפקיד עדשת הכבידה. משיכת הכבידה החזקה שלה תכופף את קרני האור מהמקור, תעבור אותו לכיוונים אחרים, vendita giochi gonfiabili. אותם פוטונים שמשנים את מסלולם בהשפעת עדשת כבידה כזו וראשם כלפי כדור הארץ יהוו דימוי של האובייקט עבור הצופה.
לשדה הכבידה של אובייקט מאסיבי מאוד, כגון כוכב לכת, כוכב, גלקסיה, מקבץ גלקסיות, או אפילו חור שחור, יש משיכה חזקה מאוד. קרני אור העוברות ליד נופלות לשדה הכבידה שלו, מתכופפות ומשנות את כיוון תנועתן. קח שתי קרני אור המגיעות ממקור אור הרחוק מאיתנו. לאחר שעברו בצדדים מנוגדים של אובייקט מסיבי שמסתיר מאיתנו את מקור האור הזה, הם חורגים מהנתיב הישיר ויכולים להתכנס בנקודה שבה נמצא הצופה.
למעשה, יש אינספור קרניים כאלה, וכתוצאה מכך, הן יהוו דימוי מוזר לחלוטין של האובייקט המקורי עבור הצופה. ומכיוון שהאור מהמקור, המקיף את עדשת הכבידה, יכול להגיע מצדדים שונים, אז הצופה יכול לראות שתי תמונות או יותר של אותו אובייקט.
ההנחה שאפשר להסיט אור בשדה הכבידה של אובייקט מסיבי הוצעה לראשונה על ידי אלברט איינשטיין ביחסות כללית. בשנת 1912, איינשטיין הציע שאור הכוכבים יסטה מנתיבו כשהוא עובר בשדה הכבידה של השמש.
הרעיון שלו נבדק לאחר מכן במהלך ליקוי חמה מוחלט במאי 1919 על ידי ארתור אדינגטון. הליקוי איפשר לצפות בכוכבים ליד השמש. ההשפעה עצמה התבררה כקטנה, קרן האור מהכוכב, שחלפה על פני האיבר הסולארי, חרגה ב -1.75 שניות קשת בלבד. אבל תצפיות הראו שההנחה של איינשטיין נכונה.
עצם הרעיון של עדשת כבידה בספרות המדעית הוזכר בשנת 1924 על ידי המדען הרוסי אורסט דנילוביץ 'חבולסון. עם זאת, הערכות מספריות של התופעה בוצעו על ידי אלברט איינשטיין בשנת 1936. כיום, עדשת כבידה משמשת לחקר תופעות ואובייקטים רבים מרחבי היקום.
עצמים רבים, כולל כוכבים וכוכבי לכת, יכולים לגרום לאפקטים של עדשת כבידה, למרות שקשה לזהות אותם כאשר הם צופים מכדור הארץ. שדות הכבידה של גלקסיות ואשכולות גלקטיים יכולים ליצור אפקט עדשה בולט יותר. לאחרונה נמצא כי חומר אפל, בעל השפעה כבידה, יכול לגרום גם לעדשות.
ישנם שלושה סוגים של עדשות כבידה: חזק, חלש ומיקרו -עדשה.גורמים חזקים גורמים לעיוותים הנראים בקלות, כגון היווצרות טבעות, קשתות או מספר תמונות של אותו אובייקט של איינשטיין. עדשה חזקה מאפשרת לעתים קרובות לראות גלקסיות רחוקות מאוד כפי שהיו בעבר הרחוק.
זה נותן למדענים מושג כיצד היו התנאים לפני מיליארדי שנים. הוא גם מגדיל אור מאובייקטים רחוקים מאוד, כמו הגלקסיות המוקדמות ביותר, ולעתים קרובות נותן לאסטרונומים הצצה לחיי הגלקסיות בצעירותם. עם עדשות כבידה חלשות, עיוות מקורות הרקע הוא הרבה פחות וניתן לאתר אותו רק על ידי ניתוח סטטיסטי של מספר רב של מקורות. עם זאת, עדשה חלשה משמשת לקביעת כמות החומר האפל ביקום. זהו כלי שימושי להפליא לאסטרונומים להבין את התפלגות החומר האפל בחלל.
במקרה של מיקרו -עדשה, עיוות צורת האובייקט, כמו בעדשה חזקה, אינו נראה לעין, אך כמות האור המתקבלת מאובייקט הרקע משתנה עם הזמן. זה קורה, למשל, כאשר כוכב אחד עובר בקו הראייה בדיוק מול כוכב אחר או רחוק יותר או אובייקט אחר.
כוח הכבידה של כוכב קרוב יותר מכופף את קרני האור המגיעות מאובייקט הרקע, כתוצאה מכך במשך זמן מה (מספר שבועות או ימים) הוא יראה בהיר מהרגיל לצופה מכדור הארץ. עדשת כבידה משפיעה לא רק על האור הנראה, היא משפיעה באותה מידה על כל סוגי הקרינה האלקטרומגנטית ועל שטף חלקיקים רלטיביסטיים.
עדשת הכבידה הראשונה
עדשת הכבידה הראשונה (מלבד הניסוי במהלך ליקוי החמה של 1919) התגלתה בשנת 1979, כאשר אסטרונומים מצאו משהו שנקרא ה- Twin QSO. בתחילה האמינו האסטרונומים כי אובייקט זה יכול להיות זוג קווזרים דומים מאוד. שני הקוואזארים היו קרובים זה לזה בצורה יוצאת דופן, ומשמרת האדום וספקטרום האור הנראה שלהם היו דומים באופן מפתיע.
אך לאחר תצפית קפדנית עם טלסקופ אופטי באורך 2.1 מטר במצפה הכוכבים הלאומי קיט פיק באריזונה, הצליחו האסטרונומים להבין שזהו בעצם אותו אובייקט. אנו רואים שתי תמונות שלו, מכיוון שאור הקווזאר בדרכו אלינו עבר ליד הגלקסיה YGKOW G1, הנמצאת במרחק של 4 מיליארד שנות אור מכדור הארץ. הקווזאר עצמו מרוחק מאיתנו 8, 7 מיליארד שנות אור.
תצפיות אלה נעשו בטווח האופטי. אולם מאוחר יותר, צוות בראשות דייויד רוברטס גילה הבדלים בין שתי התמונות של הקווזאר בתמונות תדר רדיו, מה שהעלה ספקות לגבי הגרסה הקודמת. באמצע 1979 גילו מדענים המשתמשים בטלסקופ הרדיו Very Large Array (VLA) הממוקם בניו מקסיקו, ארה"ב, מטוס רלטיביסטי שיצא מקווזאר A ללא מקבילה מקבילה בקווזאר ב '.
בנוסף, המרחק בין שתי התמונות של 6 שניות קשת נראה להם גדול מכדי להסביר זאת על ידי השפעת הכבידה של הגלקסיה YGKOW G1. אבל תצפיות נוספות באמצעות אינטרפרומטריה רדיו ארוכה מאוד, שנערכו על ידי צוות מדענים בראשות מארק גורנשטיין ב -1983, חשפו מטוסים רלטיביסטיים זהים במהותם מקוואזאר A ומקוואסר ב ', מה שמרמז כי מדובר עדיין בשתי תמונות זהות זהות לְהִתְנַגֵד.
ניתן להסביר הבדלים ספקטרליים קטנים בין קווזאר A לקווזאר B בצפיפות השונה של המדיום הבין -גלקטי לאורך נתיבי האור, מה שמוביל להכחדת אור שונה, כלומר ספיגה ופיזור קרינה אלקטרומגנטית על ידי החומר (אבק וגז) הממוקם בחלל הבין כוכבי, מה שנקרא הכחדה בין כוכבית … 30 שנות תצפית הבהירו כי תמונה A של הקווזאר מגיעה לכדור הארץ כ -14 חודשים מוקדם יותר מתמונה B המקבילה, וכתוצאה מכך הבדל באורך הנתיב של 1.1 שנות אור.
איינשטיין מצלצל
מאז התגלו כמה עשרות עדשות כבידה, שבמקרה שלהן כוכב הלכת שלנו היה. התוצאה הנראית המפורסמת ביותר של עדשת כבידה היא טבעת איינשטיין. כאשר קו רחוק, עדשת כבידה וטלסקופ על פני כדור הארץ מסתדרים, אסטרונומים יכולים לראות טבעת אור סביב התמונה של האובייקט שיצר את עדשת הכבידה. טבעות האור הללו מכונות "טבעות איינשטיין", לעתים רחוקות יותר - "טבעות צ'ובלסון -איינשטיין".
עבור המדע, טבעות איינשטיין מעניינות מכיוון שהן מאפשרות לבחון בפירוט אובייקטים רחוקים מאוד, את מבנהם ואת התהליכים המתנהלים שם. ללא עדשת כבידה שנוצרה באופן אקראי, לא היינו יכולים לראות אותן. אובייקט קרוב יותר פועל כמו עדשה, ומגדיל את גודלו לכאורה של אובייקט רחוק.
עם זאת, מקור האור המקורי ייצפה כטבעת סביב אובייקט העדשה המסיבי רק אם מקור האור עצמו, העדשה והצופה נמצאים באותו קו. במקרה של סטייה של המיקום היחסי של אובייקטים מקו ישר, לצופה תהיה גישה רק לחלק מקשת.
צלב של איינשטיין
צלב איינשטיין שנראה בכוכב פגסוס הוא למעשה ארבע תמונות של קווזאר יחיד שבמרכזו גלקסיה של עדשה. לצורך התצפית החזותית שלו, נדרש טלסקופ בעל קוטר אובייקטיבי של חצי מטר. הקווזאר Q2237 + 030 עצמו נמצא במרחק של כ -8 מיליארד שנות אור מכדור הארץ, וגלקסיית העדשה ZW 2237 + 030 קרובה פי 20: 400 מיליון שנות אור מאתנו.
ישנן ארבע תמונות, שכן לגרעין של גלקסיה של העדשה יש התפלגות צפיפות מרובעת. לשדות הכבידה של אובייקטים רבים בחלל אין סימטריה כדורית, ולכן, כתוצאה מעדשת כבידה, עשויות להופיע מספר תמונות של אובייקט אחד.
המשימה להתמקד בשמש
כיום אנו צופים בעדשות כבידה מכדור הארץ וממצפי חלל במסלול. איננו יכולים לבחור את האובייקט הרצוי להתבוננות. ואם ברצוננו, למשל, לשקול את קרבתו של כוכב בעזרת עדשת כבידה, עלינו לשלוח את הטלסקופ לנקודה מסוימת בחלל החיצון, אשר תהיה בקנה אחד עם אובייקט העניין וחפץ של מסה מספקת היוצרת עדשת כבידה.
אבל למה לא? אובייקט מתאים שיכול ליצור עדשת כבידה הוא השמש. שקול את הניסוי שערך ארתור אדינגטון. מסלולי קרני האור החולפות על ידי הגפה השמש סטה, ולכן, במוקדם או במאוחר, הן יתכנסו.
המרחק המינימלי שבו זה קורה הוא כ- 550 יחידות אסטרונומיות מהשמש.
האות מהכוכב בשלב זה יוגבר פעמים רבות. מדענים סבורים שאם מותקן בנקודה זו טלסקופ, אז מסביב לשמש ניתן יהיה לראות טבעת בהירה - טבעת איינשטיין, כך שיתגלה האות המוגבר של הכוכב המעניין אותנו. אגב, לכוכב הלכת שלנו יש גם מיקוד כזה, אך מסיבות מובנות הוא ממוקם הרבה יותר רחוק, במרחק של 13,000 יחידות אסטרונומיות ממנו.
בשנת 1979 הציע הפיזיקאי ווהן אשלמן מאוניברסיטת סטנפורד ליצור חללית שניתן לשלוח למוקד הכבידה של השמש. האסטרונום האיטלקי קלאודיו מקונה הפיח חיים חדשים ברעיון הזה, שב -1992 הציע לסוכנות החלל האירופית את משימת ה- FOCAL (עדשה אסטרונומית קיקלופית מהירה היוצאת מהרכב המהיר), הכוללת שליחת חללית למוקד הכבידה של השמש.
מק'קון סבור כי הדבר יאפשר לנו להשיג נתונים ייחודיים על המערכות הפלנטריות שמעניינות אותנו, עד לקבלת תמונות מפורטות של פני השטח של כוכבי לכת. כפי שמציין מק'קון, השימוש בכוכבים כעדשות כבידה הוא שלב הבא הגיוני עבור אסטרונומים, כזה שייתן לנו הזדמנות ייחודית באמת."כל ציוויליזציה זוכה למתנה גדולה מהיקום: עדשה בעלת עוצמה כזו שאף טכנולוגיה אינטליגנטית לא תוכל להתאים או להתעלות עליה. העדשה הזו היא כוכב הציביליזציה. במקרה שלנו, השמש שלנו ", אומר מקונה.