עדשת כבידה היא התפלגות של חומר (לדוגמה, צביר של גלקסיות) בין מקור אור מרוחק, המסוגל לכופף את הזוהר מהלוויין, לעבור לכיוון הצופה, לבין הצופה. אפקט זה ידוע בשם עדשת כבידה, וכמות הכיפוף היא אחת מהתחזיות של אלברט איינשטיין בתורת היחסות הכללית. הפיזיקה הקלאסית מדברת גם על כיפוף האור, אבל זה רק חצי ממה שמדברת עליו תורת היחסות הכללית.
Creator
למרות שאיינשטיין ערך חישובים שלא פורסמו בנושא זה ב-1912, אורסט צ'וולסון (1924) ופרנטיסק לינק (1936) נחשבים בדרך כלל לראשונים שהביעו את השפעת עדשת הכבידה. עם זאת, הוא עדיין מקושר יותר לאיינשטיין, שפרסם מאמר ב-1936.
אישור התיאוריה
פריץ זוויקי הציע ב-1937 שהאפקט הזה יכול לאפשר לצבירי גלקסיות לפעול כעדשת כבידה. רק בשנת 1979, תופעה זו אושרה על ידי תצפית של הקוואזר Twin QSO SBS 0957 + 561.
Description
בניגוד לעדשה אופטית, עדשת כבידה מייצרת את ההסטה המקסימלית של האור שעובר הכי קרוב למרכזה. והמינימום של זה שמתרחב יותר. לכן, לעדשת כבידה אין נקודת מוקד אחת, אבל יש לה קו. מונח זה בהקשר של סטיית אור שימש לראשונה על ידי O. J. לִשְׁכָּה. הוא ציין כי "לא מקובל לומר שעדשת הכבידה של השמש פועלת בצורה זו, מכיוון שלכוכב אין אורך מוקד."
אם המקור, העצם המאסיבי והצופה שוכבים בקו ישר, אור המקור יופיע כטבעת מסביב לחומר. אם יש היסט, ניתן לראות רק את הקטע במקום. עדשת כבידה זו הוזכרה לראשונה בשנת 1924 בסנט פטרסבורג על ידי הפיזיקאי אורסט קוולסון ועובדה באופן כמותי על ידי אלברט איינשטיין בשנת 1936. בדרך כלל מכונה בספרות טבעות אלברט, מכיוון שהראשון לא עסק בזרימה או ברדיוס התמונה.
לרוב, כאשר מסת העדשה מורכבת (כגון קבוצת גלקסיות או צביר) ואינה גורמת לעיוות כדורי של מרחב-זמן, המקור יהיה דומהקשתות חלקיות מפוזרות מסביב לעדשה. לאחר מכן, הצופה יכול לראות תמונות מרובות בגודל של אותו אובייקט. מספרם וצורתם תלויים במיקום היחסי, כמו גם בסימולציה של עדשות כבידה.
שלושה שיעורים
1. עדשה חזקה.
במקום שבו יש עיוותים הנראים בקלות, כגון היווצרות טבעות איינשטיין, קשתות ותמונות מרובות.
2. עדשה חלשה.
כאשר השינוי במקורות הרקע קטן בהרבה וניתן לזהות אותו רק על ידי ניתוח סטטיסטי של מספר רב של אובייקטים כדי למצוא נתונים קוהרנטיים של אחוזים בודדים בלבד. העדשה מראה סטטיסטית כיצד המתיחה המועדפת של חומרי הרקע מאונך לכיוון לכיוון המרכז. על ידי מדידת הצורה והכיוון של מספר רב של גלקסיות מרוחקות, ניתן לבצע ממוצע של מיקומן למדידת הסטת שדה העדשה בכל אזור. זה, בתורו, יכול לשמש כדי לשחזר את התפלגות המסה: בפרט, ניתן לשחזר את הפרדת הרקע של החומר האפל. מכיוון שגלקסיות הן אליפטיות מטבען ואות עדשת הכבידה החלש קטן, יש להשתמש במספר גדול מאוד של גלקסיות במחקרים אלה. נתוני עדשות חלשים חייבים להימנע בזהירות ממספר מקורות חשובים להטיה: צורה פנימית, נטיית פונקציית התפשטות הנקודה של המצלמה לעוות, ויכולת הראייה האטמוספרית לשנות תמונות.
התוצאות של אלהמחקרים חשובים להערכת עדשות כבידה בחלל כדי להבין ולשפר טוב יותר את מודל Lambda-CDM וכדי לספק בדיקת עקביות של תצפיות אחרות. הם עשויים גם לספק אילוץ עתידי חשוב על אנרגיה אפלה.
3. Microlensing.
במקום שבו לא נראה עיוות בצורה, אך כמות האור המתקבלת מעצם הרקע משתנה עם הזמן. מושא העדשה יכול להיות כוכבים בשביל החלב, ומקור הרקע הוא כדורים בגלקסיה מרוחקת או, במקרה אחר, קוואזר רחוק עוד יותר. ההשפעה קטנה, כך שאפילו גלקסיה עם מסה גדולה מפי 100 מיליארד מזו של השמש תיצור מספר תמונות המופרדות בכמה שניות קשת בלבד. צבירים גלקטיים יכולים לייצר הפרדות של דקות. בשני המקרים, המקורות רחוקים למדי, מאות רבות של מגה-פרסקים מהיקום שלנו.
עיכובי זמן
עדשות כוח המשיכה פועלות באופן שווה על כל סוגי הקרינה האלקטרומגנטית, לא רק על האור הנראה. השפעות חלשות נחקרות הן עבור רקע המיקרוגל הקוסמי והן עבור מחקרים גלקטיים. עדשות חזקות נצפו גם במצבי רדיו וקרני רנטגן. אם אובייקט כזה מייצר מספר תמונות, יהיה עיכוב זמן יחסי בין שני הנתיבים. כלומר, בעדשה אחת, התיאור ייצפה מוקדם יותר מאשר בעדשה השנייה.
שלושה סוגי אובייקטים
1. כוכבים, שרידים, גמדים חומים וכוכבי לכת.
כאשר עצם בשביל החלב עובר בין כדור הארץ לכוכב מרוחק, הוא יתמקד ויעצים את אור הרקע. מספר אירועים מסוג זה נצפו בענן המגלן הגדול, יקום קטן ליד שביל החלב.
2. גלקסיות.
כוכבי לכת מסיביים יכולים לשמש גם כעדשות כבידה. אור ממקור מאחורי היקום כפוף וממוקד ליצירת תמונות.
3. אשכולות גלקסיות.
עצם מאסיבי יכול ליצור תמונות של עצם מרוחק השוכב מאחוריו, בדרך כלל בצורה של קשתות מתוחות - גזרה של טבעת איינשטיין. עדשות כבידה מצרבר מאפשרות לצפות בגופי תאורה רחוקים מדי או חלשים מכדי שניתן יהיה לראותם. ומכיוון שהסתכלות למרחקים ארוכים פירושה הסתכלות אל העבר, לאנושות יש גישה למידע על היקום המוקדם.
עדשת כבידה סולארית
אלברט איינשטיין חזה ב-1936 שקרני אור באותו כיוון של קצוות הכוכב הראשי יתכנסו למוקד ב-542 AU בערך. אז בדיקה רחוקה (או יותר) מהשמש יכולה להשתמש בה כעדשת כבידה כדי להגדיל עצמים מרוחקים בצד הנגדי. ניתן להזיז את מיקום הגשושית לפי הצורך כדי לבחור מטרות שונות.
Drake Probe
מרחק זה הוא הרבה מעבר להתקדמות וליכולת של ציוד לחשכת חלל כגון וויאג'ר 1, ומעבר לכוכבי לכת ידועים, אם כי במשך אלפי שניםסדנה תתקדם יותר במסלולה האליפטי מאוד. הרווח הגבוה לזיהוי פוטנציאל של אותות דרך עדשה זו, כגון גלי מיקרו על קו מימן באורך 21 ס מ, הוביל את פרנק דרייק לשער בימיה הראשונים של SETI שניתן לשלוח בדיקה כל כך רחוק. ה-SETISAIL הרב-תכליתי ומאוחר יותר FOCAL הוצעו על ידי ESA ב-1993.
אבל כצפוי, זו משימה קשה. אם הגשושית תעבור את 542 AU, יכולות ההגדלה של המטרה ימשיכו לפעול במרחקים ארוכים יותר, שכן קרניים שנכנסות לפוקוס במרחקים גדולים יותר מתרחקות מעיוות הקורונה הסולארית. ביקורת על הרעיון הזה ניתנה על ידי לנדיס, שדן בנושאים כמו הפרעות, הגדלת מטרה גבוהה שתקשה על תכנון מישור המוקד של המשימה וניתוח סטייה כדורית של העדשה עצמה.
