О гравитационном линзировании в сети существует множество материалов. Цель данной статьи, кроме желания высказаться, есть попытка собрать в одном месте самое на мой взгляд интересное, публикуемое во множестве различных источников.

Гравитационное линзирование основано на факте отклонения квантов электромагнитного излучения в гравитационном поле. Кванты могут относиться к любому частотному диапазону – от длинных радиоволн до жесткого гамма-излучения. Причем, величина отклонения квантов в поле не зависит от их энергии, то есть, от частоты. Поэтому в отличие от обычного преломления света обычной линзой хроматическая аберрация здесь не наблюдается. Первым физическим экспериментом, подтвердившим это отклонение, был эксперимент Эддингтона-Дайсона, о котором я попробовал рассказать очень подробно в статье «Эксперимент Эддингтона – факты и домыслы».

Гравитационное линзирование – это такое преломление света от каких-то небесных тел гравитацией других тел, находящихся на пути света между источником и наблюдателем, которое похоже на преломление света обычной линзой. Одним из первых, кто обратил внимание на то, что небесное тело может быть линзой, был О.Д. Хвольсон в 1924 году. В 1936 году А.Эйнштейн по просьбе чешского физика Р.Мандла выполнил соответствующие расчеты [6], однако, он не придал этому практического значения. «Конечно, нельзя надеяться на то, что удастся прямо наблюдать это явление. Во-первых, едва ли мы когда-нибудь приблизимся достаточно близко к такой линии центров. Во-вторых, угол α слишком мал по сравнению с разрешающей силой наших инструментов» – писал Эйнштейн. Однако ситуация резко изменилась, когда было обнаружено линзирование не звездами, а галактиками.

Различают три вида гравитационного линзирования: сильное, слабое и микролинзирование.

Сильное линзирование – наиболее эффектное явление. Оно возможно в том случае, если масса объекта-линзы достаточно велика. Обычно такой линзой является галактика или кластер галактик. Схема сильного гравитационного линзирования приведена на рис. 1.

Рис.1. Схема сильного гравитационного линзирования.

Если между каким-либо ярким объектом S, например, квазаром, и наблюдателем O находится массивный объект D, например, галактика, то световые лучи от квазара искривляются галактикой, как линзой. Если наблюдатель O при этом оказывается в фокусе этой линзы, то он видит два изображения: I₁ и I₂. Поскольку на рисунке приведено продольное сечение, фактически наблюдатель увидит изображение квазара в виде кольца или его частей – полумесяцев. Если галактика-линза сферически симметрична и пересекает траекторию луча, двигаясь перпендикулярно ему, то изменение вида этих полумесяцев будет примерно таким, как на рис. 2.

Рис. 2. Изображение квазара S при движении линзы L.

Кольцеобразное изображение фонового объекта называют кольцом Эйнштейна. Суммарная яркость изображений I₁ и I₂ будет значительно выше яркости источника S. Пунктиром показан так называемый круг Эйнштейна [6] с центром, совпадающим с центром линзы. Радиус круга пропорционален квадратному корню из массы линзы и обратно пропорционален квадратному корню из расстояния до нее от Земли. Фактический снимок кольца Эйнштейна приведен на рис. 3 слева.

Рис. 3. Слева – кольцо Эйнштейна, гигантская эллиптическая галактика на z=0,45, линзирует карликовую галактику на z=2,38 / ©Lensshoe_hubble.

Справа – крест Эйнштейна, четыре изображения далекого квазара обрамляют близкую галактику, служащую в данном случае гравитационной линзой / ©NASA.

Если распределение масс в линзе не сферически симметрично, то наблюдатель может видеть другую фигуру, например, в виде креста – «крест Эйнштейна» – на рис. 3 справа.

Как видно из рис. 1, свет от квазара S до наблюдателя O идет разными путями, длины которых могут существенно отличаться. Тогда, например, вспышка, от источника I₁ будет зарегистрирована раньше, чем от I₂. Зная полученную разность хода и угловые позиции источников, можно вычислить расстояние до источника S. Зная при этом красное смещение источника, можно оценить значение параметра Хаббла способом, не зависящим от «стандартных свечей». Несколько групп ученых, включая специалистов из Специальной астрофизической обсерватории (станция Зеленчукская, Карачаево-Черкессия), измеряли блеск двух компонентов квазара QSO 0957 + 561 А, при этом значение параметра Хаббла составило около 70 км∙с^–1∙Мпс^–1 [1]. 30-летние наблюдения показали, что изображение I₁ квазара достигает Земли примерно на 14 месяцев раньше, чем соответствующее изображение I₂, что приводит к разнице в длине пути в 1.1 св.лет.

Если линзой является галактика, то угол линзирования α (рис. 1) составляет от 0.77 до 6”. Если линзой является кластер – скопление галактик, то угол может достигать десятков угловых секунд. Ввиду того, что относительная угловая скорость движения фонового объекта и линзы мала из-за их удаленности, получаемая картинка наблюдается довольно долго.

Слабое линзирование. Визуально наблюдать эффект сильного линзирования можно в том случае, если масса линзы составляет не менее 10¹² масс Солнца, то есть, линза должна быть галактикой или кластером галактик. При меньшей массе линзы угол линзирования наземными приборами разрешить не удается. Такое линзирование называется слабым [7]. Слабое гравитационное линзирование не способно сформировать никакого четкого изображения. Однако изображение все равно деформируется, и это дает ученым в руки очень сильный инструмент: известных нам примеров сильного линзирования немного, а вот слабого, для которого достаточно, чтобы две крупные галактики или два скопления оказались на угловом расстоянии около одной секунды дуги, вполне хватает для статистического изучения галактик, скоплений, темной материи, реликтового излучения и всей истории Вселенной от Большого взрыва. На первый взгляд искажение формы фонового объекта кажется мелочью. Однако если на основе статистического анализа оказывается, что, например, на площади в 1 квадратную угловую минуту форма наблюдаемых галактик оказывается вытянутой в каком-то предпочтительном направлении, то здесь наблюдается слабое линзирование, схема приведена на рис. 4.

Рис. 4. Эффекты слабого линзирования.

Такие наблюдения доступны только на крупнейших телескопах планеты. Слабое гравитационное линзирование помогает астрофизикам в изучении распределения темной материи, а также крупномасштабной структуры Вселенной. Вытянутость галактик вдоль какой-то оси может достаточно точно предсказать массу линзы и ее концентрацию в пространстве. Можно измерить массу темной материи и ее распределение в той галактике или скоплении галактик. Очень важно «очищать» неоднородности реликтового излучения от влияния гравитационных линз для изучения первозданной неоднородности Вселенной.

Анализ слабого гравитационного линзирования весьма тонкая задача, астрофизики считают измерение искажения галактик, вносимое слабым гравитационным линзированием, и получение на его основе информации об истории всей Вселенной сродни настоящему искусству.

Микролинзирование. Если линзой является звезда или планета, то в этом случае, как и писал Эйнштейн, вообще никакого изменения формы и размеров фонового объекта зарегистрировать невозможно. Эффект линзирования проявляется в виде вспышки – кратковременного резкого увеличения яркости фонового объекта. Яркость объекта может увеличиваться от нескольких до нескольких тысяч раз, а длительность вспышки в зависимости от расстояний и размеров объектов составляет от нескольких суток до нескольких месяцев. Такой эффект называется микролинзированием. Интересно, что сильное и микролинзирование могут совмещаться, например, если линзой является галактика, то один из лучей может «наткнуться» на какую-то ее звезду и быть в свою очередь расщепленным.

Эффект микролинзирования оказался чрезвычайно полезным в астрофизике. В отличие от сильного линзирования этот эффект наблюдается гораздо чаще, примерно до 500 раз в год. Увеличивая яркость объекта, он позволил, например, наблюдать коричневые карлики, которые обычными средствами увидеть не удается.

Микролинзирование является единственным методом, при помощи которого находят планеты у очень удаленных звезд. Планета звезды-линзы, так же, как и звезда галактики-линзы, может вызвать расщепление одного из боковых лучей и увеличение яркости фонового источника. Прохождение звезды-линзы с планетой на фоне звезды-источника показано на рис. 5.

Рис. 5. Определение планеты методом микролинзирования. (рисунок взят с сайта https://new-science.ru/mikrolinzirovanie-chto-takoe-gravitacionnoe-linzirovanie/).

Звезда-линза с планетой движется слева направо. В тот момент, когда на пути левого луча оказывается планета, происходит вспышка яркости фоновой звезды из-за двойного линзирования. Пример измерения кривой яркости с выделением прохождения через планету приведен на рис. 6 [8].

Рис. 6. Изменение яркости объекта при микролинзировании с планетой OGLE-2005-BLG-390L b.

Справа вверху выделен пик яркости при прохождении бокового луча через планету. Кривая построена по данным от шести разных источников. Из рисунка видно, что данные микролинзирования уверенно регистрируются измерительными приборами разных обсерваторий с достаточно хорошей точностью, прохождение планеты четко зарегистрировано 10.09.2005.

Очень интересен такой фокус с микролинзированием: если выбрать какой-то объект в качестве гравитационной линзы, то можно наблюдать интересующий объект, поместив наблюдательные приборы в фокус линзы так, чтобы линза и этот объект были на одной линии [4]. Точнее говоря не в сам фокус, а на расстояние, не меньшее фокусного расстояния. Если выбрать в качестве линзы Солнце, то наблюдательные приборы следует размещать на расстоянии не менее 550 а.е. (астрономических единиц), что в принципе вполне выполнимо технически. Солнце с такого расстояния будет выглядеть небольшой звездочкой. Для сравнения: радиус орбиты Нептуна – около 30 а.е. Можно даже выбрать в качестве линзы Землю, но тогда это расстояние будет более 13000 а.е. Ценность такого способа очевидна – можно наблюдать не тот объект, который послал случай, а тот, который хочет наблюдать астроном.

Это позволит так же избавиться от большого недостатка микролинзирования – при наблюдениях с Земли его процесс нельзя повторить, линза прошла через объект – и до свидания, вернуть ее нельзя.

Вообще гравитационное линзирование служат весьма ценным инструментом для астрофизиков. Благодаря большому увеличению яркости фонового объекта таким способом можно наблюдать ранние галактики, находящиеся от нас на очень больших расстояниях. На сегодняшний день использование эффекта гравитационной линзы – единственный способ обнаружить темный, удаленный объект в космосе. Американский астроном Фриц Цвикки назвал эти линзы природными телескопами.

Очень важным результатом является возможность определения массы линзы, поскольку определение массы объекта в астрономии есть весьма непростая задача. Более того, линзами могут служить скопления темной материи, что позволяет определить и их массу наряду с другими свойствами. Так, например, благодаря микролинзированию удалось измерить массу ближайшей к нам звезды – Проксимы Центавра [3], при прохождении ее перед двумя фоновыми звездами в 2014 и 2016 годах. Полученное значение составляет 0,150 + 0.062 - 0,051 массы Солнца, результат получен впервые, и пока в единственном экземпляре.

Другое важное применение гравитационных линз - измерение расстояний до сверхдалеких объектов, излучение которых слишком слабо, чтобы их удаление можно было оценить другими способами [5]. Гравитационные линзы предлагают ученым уникальную возможность определить расстояния до сверхдалеких объектов, не опираясь на промежуточные "стандартные свечи". Детальное исследование структуры линзы и измерение запаздывания светового сигнала в различных изображениях одного и того же объекта позволяют восстановить геометрию системы, определив тем самым расстояние до линзируемой галактики.

Астрономы Иен Смэйл, Ричард Эллис и Жан-Поль Кнайб (США-Франция) попытались применить этот метод к самой яркой галактике, линзируемой скоплением Абелл 2218. Построив модель линзы, они установили, что красное смещение галактики заключено в пределах 2.5-3 (3400 Мпс или 11 млрд. световых лет). Последующие спектроскопические измерения показали, что в действительности оно равно 2.5. Так расстояние до галактики впервые было определено непосредственно, без использования вторичных эталонов.

В заключение хочу порекомендовать к изучению любопытнейшую информацию о связи гравитационного линзирования с построением «инерциальной системы отсчета», описанную в статье [1]. Кстати, и сама научно-популярная статья, написанная известными учеными, очень интересна и познавательна.

Цитированные источники:

[1] В. Жаров, М. Сажин. Гравитационное линзирование в астрономии. Наука в России, №2, 2007.

[2] И.Хриплович. Общая теория относительности. «Квант», 1999, №4.

[3] A. Zurlo , R. Gratton и др. Гравитационная масса Проксимы Центавра. arXiv.org > astro-ph > arXiv:1807.01318

[4] Гравитационные линзы на службе астрономии

[5] Дмитрий Вибе. Гравитационные линзы. Звездочет 1998, N6, с.21

[6] А.Эйнштейн. Линзоподобное действие звезды при отклонении света в гравитационном поле. Собрание научных трудов, том II, М., Наука, 1966, стр.436.

[7] Марат Мусин. Вселенная не в фокусе. Слабое гравитационное линзирование.

[8] Википедия. OGLE-2005-BLG-390L b