Сьогодні ми розповімо вам про слабке гравітаційне лінзування. Приводом для цього послужила оглядова стаття професора Маттіаса Бартельманна з університету теоретичної фізики Гейдельберга, яку він написав спеціально для освітнього проекту Scholarpedia.
Спочатку трохи історії: ідея про те, що масивні тіла здатні відхиляти світло, сходить до Ісака Ньютона. У 1704 році він писав у своїй книзі «Оптика»: "... чи не впливають тіла на світло на відстані і цим впливом відхиляючи його промені; і чи не тим сильнішим є цей вплив, чим менша відстань [між тілом і променем світла]? " Довгий час сама постановка такого питання була суперечливою, тому що ньютонівська фізика працює тільки з тілами, що володіють масою, а дебати з приводу природи світла, властивостей і наявності маси у його частинок йшли ще добрих два століття.
Проте 1804 року німецький астроном Йоганн фон Зольднер, припустивши наявність маси у ще не відкритих до того часу фотонів, зміг розрахувати кут, на який відхилиться світло від далекого джерела, якщо він «чиркне» по поверхні Сонця і долетить до Землі - промінь повинен був відхилятися на 0,83 кутової секунди (це приблизно розміри копійчаної монети з відстані 4 кілометрів).
Наступний великий крок у вивченні взаємодії світла і гравітації зробив Альберт Ейнштейн. Його роботи по загальній теорії відносності замінили класичну теорію тяжіння Ньютона, де присутні сили, на геометричну. У цьому випадку маса фотонів вже не важлива - світло буде відхилятися просто тому, що сам простір поблизу масивного предмета викривлено. Ще не закінчивши роботи з ОТГ, Ейнштейн розрахував кут відхилення променя світла, що проходить поблизу Сонця і отримав... в точності ті ж 0,83 кутової секунди, що і фон Зольднер за сто років до нього. Лише п'ятьма роками пізніше, завершивши роботи над ОТГ, Ейнштейн зрозумів, що потрібно враховувати не тільки просторову, а й часову компоненту кривизни нашого чотиримірного простору-часу. Це подвоїло розрахунковий кут відхилення.
Давайте спробуємо отримати цей же кут. Проходячи повз масивне тіло, промінь світла відхиляється, тому що рухається прямо, але в викривленому просторі. З точки зору Ейнштейна, простір і час рівноправні, значить, змінюється і час, за який світло дійде до нас. Отже, змінюється швидкість світла.
Це не порушує жодних законів - швидкість світла дійсно може змінюватися, якщо світло йде крізь якусь речовину. Тобто, за Ейнштейном, відхилення світла масивним предметом рівносильне його проходженню крізь якесь прозоре середовище. Зачекайте, це ж нагадує коефіцієнт заломлення лінзи, який ми всі вивчали в школі!
Тепер, знаючи швидкість світла в лінзі, можна отримати щось, що можна виміряти на практиці, - наприклад, кут відхилення. Для цього потрібно застосувати один з фундаментальних постулатів природи - принцип Ферма, згідно з яким промінь світла рухається так, щоб мінімізувати оптичну довжину шляху. Записавши його мовою математики, ми отримаємо інтеграл:
Вирішувати його не треба (та це і дуже важко), головне тут - побачити двійку перед знаком інтеграла. Це та сама двійка, яка з'явилася у Ейнштейна при обліку просторової і временнй компонент і яка збільшила кут відхилення в два рази.
Щоб взяти інтеграл, застосовують апроксимацію (тобто спрощене і наближене обчислення). Для даного конкретного випадку зручніше використовувати наближення Борна, яке прийшло з квантової механіки і було добре відомо Ейнштейну:
Знаменита експедиція під керівництвом Еддінгтона спостерігала за сонячним затемненням 1919 року в Африці, і зірки, які під час затемнення були поруч із сонячним диском, відхилилися на кут від 0,9 до 1,8 кутової секунди. Це було перше експериментальне підтвердження загальної теорії відносності.
Проте ні сам Ейнштейн, ні його колеги не замислювалися про практичне використання цього факту. Дійсно, Сонце занадто яскраве, а відхилення помітні тільки у зірок поблизу його диска. Значить, спостерігати ефект можна тільки під час затемнень, та й ніяких нових даних ні про Сонце, ні про інші зірки це астрономам не дає. У 1936 році чеський інженер Руді Мандль відвідав вченого в Прінстоні і попросив його розрахувати кут відхилення зірки, світло від якої пройде поруч з іншою зіркою (тобто будь-якою зіркою крім Сонця). Ейнштейн зробив необхідні розрахунки і навіть опублікував статтю, але в ній зауважив, що вважає ці ефекти зневажливо малими і не піддаються спостереженню. Однак за ідею вхопився астроном Фріц Цвіккі, який до цього часу щільно займався вивченням галактик (те, що крім Чумацького Шляху існують інші галактики, стало відомо за вісім років до цього). Він першим зрозумів, що в якості лінзи може виступати не тільки зірка, але і ціла галактика і навіть їх скупчення. Подібна гігантська маса (мільярди і трильйони мас Сонця) відхиляють світло досить сильно, щоб це можна було зареєструвати, і в 1979 році, на жаль, через п'ять років після смерті Цвіккі, була виявлена перша гравітаційна лінза - масивна галактика, яка відхилила світло далекого квазара, що проходить крізь неї. Зараз же лінзи, всупереч прогнозам Ейнштейна використовують зовсім не для перевірки ОТГ, а для величезного числа досліджень найбільших об'єктів Всесвіту.
Розрізняють сильне, слабке і мікролінзування. Відмінність між ними полягає в розташуванні джерела, спостерігача і лінзи, а також в масі і формі лінзи.
Сильне гравітаційне лінзування характерне для систем, де джерело світла знаходиться близько до масивної і компактної лінзи. У результаті світло, що розходиться від джерела по різні боки від лінзи, огинає її, викривляється і доходить до нас у вигляді декількох зображень одного і того ж предмета. Якщо джерело, лінза і спостерігач (тобто ми) знаходяться на одній оптичній вісі, то можна побачити кілька зображень одночасно. Хрест Ейнштейна - це класичний приклад сильного гравітаційного лінзування. У більш загальному випадку лінза сильно спотворює форму об'єкта, роблячи його схожим на арку.
Слабке гравітаційне лінзування, про яке і піде в основному розповідь в нашому матеріалі, не здатне сформувати ні чіткого зображення, ні навіть яскравої красивої арки - для цього лінза занадто слабка. Однак зображення все одно деформується, і це дає вченим в руки дуже сильний інструмент: відомих нам прикладів сильного лінзування небагато, а ось слабкого, для якого достатньо, щоб дві великі галактики або два скупчення опинилися на кутовій відстані близько однієї секунди дуги, цілком вистачає для статистичного вивчення галактик, скупчень, темної матерії, реліктового випромінювання і всієї історії Всесвіту від Великого вибуху.
І, нарешті, гравітаційне мікролінзування - це тимчасове збільшення яскравості джерела лінзою, яка опинилася на оптичній осі між ним і нами. Зазвичай ця лінза недостатньо масивна, щоб сформувати чітке зображення або навіть арку. Однак вона все одно фокусує частину світу, який інакше б до нас не дійшов, і це робить далекий об'єкт яскравішим. Цей метод використовують для пошуку (а точніше говорити - випадкового виявлення) екзопланет.
Нагадаємо, що в цьому огляді ми, слідуючи за статтею професора Бартельманна, обмежимося обговоренням іменного слабкого лінзування. Дуже важливо, що слабке лінзування, на відміну від сильного, не може створювати ні арок, ні множинних зображень одного і того ж джерела. Не може навіть скільки-небудь значно збільшувати яскравість. Все, на що воно здатне - трохи змінити форму далекої галактики. На перший погляд, це здається дрібницею - мало в космосі ефектів, які спотворюють об'єкти? Пил поглинає світло, розширення Всесвіту зрушує всі довжини хвиль, світло, доходячи до Землі, розсіюється в атмосфері, а потім ще проходить крізь неідеальну оптику телескопів - де вже тут помітити, що галактика стала трохи більш витягнутою (враховуючи, що ми і не знали, якою вона була спочатку)? Однак тут на допомогу приходить статистика - якщо на невеликій ділянці неба у галактик є кращий напрямок витягнутості - значить, можливо, ми їх бачимо через слабку лінзу. Незважаючи на те, що сучасні телескопи можуть бачити близько 40 галактик в квадраті зі сторонами в одну кутову хвилину (це розміри МКС, як ми її бачимо з Землі), спотворення, що вноситься лінзуванням у форму галактики, настільки незначно (не перевищує декількох відсотків), що нам потрібні дуже великі і дуже потужні телескопи. Такі, наприклад, як чотири восьмиметрові телескопи комплексу VLT в Чилі, або 3,6-метровий телескоп CFHT, розташований на Гаваях. Це не просто дуже великі телескопи - вони до того ж можуть отримувати зображення великої ділянки неба одним знімком, аж до одного квадратного градуса (на відміну, наприклад, від дуже потужного телескопа Хаббла, один кадр якого покриває квадрат зі стороною всього 2,5 кутової хвилини). До теперішнього часу опубліковано вже кілька оглядів площею трохи більше 10 відсотків неба, які дали достатньо даних для пошуку слабо лінзованих галактик.
Треба сказати, що у методу пошуку гравітаційних лінз по орієнтації галактик є кілька припущень. Наприклад, що галактики у Всесвіті орієнтовані довільно, а це не обов'язково так - з 1970-х років астрофізики міркують про те, чи повинні скупчення мати якусь впорядковану орієнтацію чи ні. Останні дослідження показують, що швидше за все немає - навіть у найближчих і найбільш масивних скупченнях галактики орієнтовані випадковим чином, але остаточно це питання не закрите. Однак, іноді фізика буває і на боці вчених - гравітаційні лінзи ахроматичні, тобто, на відміну від лінз звичайних, вони відхиляють світло всіх кольорів абсолютно однаково і нам не доводиться гадати: галактика виглядає червоною, тому що вона насправді червона, або просто тому, що всі інші кольори пролетіли повз нашу планету?
А чи є якесь практичне застосування у цього складного методу? Є, і не одне - слабке гравітаційне лінзування допомагає нам у вивченні розподілу темної матерії, а також великомасштабної структури Всесвіту. Витягнутість галактик уздовж якоїсь осі може досить точно передбачити масу лінзи і її концентрацію в просторі. Порівнюючи теоретичну масу з масою видимих галактик, яку ми вміємо достовірно визначати за даними оптичних та інфрачервоних телескопів, можна виміряти масу темної матерії і її розподіл в тій галактиці або скупченні галактик, яке виступає в якості лінзи. Нам, наприклад, вже відомо, що гало (тобто хмара) темної матерії навколо окремих галактик чомусь більш пласке, ніж ми думали раніше. Ще одним застосуванням лінзування може стати відкриття нових скупчень галактик - досі йдуть дебати, чи може у декількох галактик бути одне гало темної матерії на всіх, але схоже, що в деяких випадках це дійсно так. І тоді це гало буде служити лінзою і вкаже на те, що ці галактики не просто знаходяться поруч один з одним, а входять в скупчення, тобто гравітаційно-пов'язану систему, в якій рух кожної з них визначається впливом всіх учасників скупчення.
Галактики - це дуже добре, але чи можна зазирнути за допомогою гравітаційного лінзування ще далі - в минуле, коли галактик і зірок ще не було? Виявляється, можна. Реліктове випромінювання - електромагнітне випромінювання, що з'явилося у Всесвіті всього через 400 000 років після Великого Вибуху - присутнє в кожному кубічному сантиметрі простору останні 13,6 мільярда років. Весь цей час воно поширюється в різні боки і несе в собі «відбиток» раннього Всесвіту. Одним з ключових напрямків астрофізики останніх десятиліть було вивчення реліктового випромінювання з метою знайти в ньому неоднорідності, які могли б пояснити, як з такої симетричної і анізотропної (в теорії) початкового Всесвіту могла з'явитися така неоднорідна і неупорядкована структура, де в одному місці скупчення тисяч галактик, а в іншому - порожнеча на багато кубічних мегапарсек.
Супутники РЕЛИКТ-1, COBE, WMAP, Planck з все більшою точністю вимірювали однорідність реліктового випромінювання. Зараз ми бачимо його настільки докладно, що стає важливим «очищати» його від різних шумів, що вносяться джерелами, не пов'язаними з початковим розподілом речовини у Всесвіті - наприклад, через ефект Сюняєва-Зельдовича або того самого слабкого гравітаційного лінзування. Це той випадок, коли його реєструють, щоб потім максимально точно видалити зі знімків реліктового випромінювання і продовжувати рахувати - чи вкладається його розподіл на небі в стандартну космологічну модель. Крім того, навіть найточніші знімки реліктового випромінювання не можуть розповісти нам всього про Всесвіт - це схоже на завдання, де у нас всього одне рівняння, в якому кілька невідомих (наприклад, щільність баріонної матерії і спектральна щільність темної матерії). Слабке гравітаційне лінзування, нехай воно і не дає зараз таких точних результатів (а іноді і взагалі погано узгоджується з даними інших досліджень - див. картинку нижче), але це те саме друге незалежне рівняння, яке допоможе визначити внесок кожного невідомого в загальну формулу Всесвіту.