Gravitationslins

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök
Ljus böjs i närheten av massiva objekt. De orangea linjerna visar objektets skenbara position och de vita linjerna visar ljusets väg från källans verkliga position.

Med gravitationslins förstås en fördelning av materia i rymden mellan en avlägsen ljuskälla och en observatör, som har förmåga att bryta ljuset från ljuskällan på dess väg till observatören. Det kan till exempel röra sig om en galaxhop. Själva effekten, gravitationsbrytning eller "linsböjning" förutsågs i Albert Einsteins generella relativitetsteori.

Även om Orest Chwolson var den första som diskuterade fenomenet i tryck 1924, förknippas effekten vanligen med Einstein, som publicerade en känd artikel i ämnet 1936. Fritz Zwicky framförde 1937 att galaxhopar kan fungera som gravitationslinser.

Beskrivning[redigera | redigera wikitext]

Eftersom rumtiden är krökt kring ett tungt föremål, till exempel en galaxhop eller ett svart hål, böjs de ljusstrålar som är på väg mot oss från en ljuskälla bakom den. Denna linseffekt kan förstora och förvränga bilden av ljuskällan.

Till skillnad från en optisk lins, så böjs de strålar mest som går närmast mitten av linsen, medan de strålar som går mer perifert böjs mindre. Följaktligen har ett gravitationslins ingen enskild brännpunkt, utan i stället en central fokallinje. Om ljuskällan, den brytande massan och observatören ligger i rät linje, syns ljuskällan som en ring runt den brytande massan. Om det är en viss förskjutning mellan observatören och ljuskällan syns källan istället som en båge. Detta fenomen nämndes första gången 1924 av fysikern Orest Chwolson i Sankt Petersburg. Albert Einstein visade 1936 hur man kan beräkna storleken på den förvrängda bilden, varför den optiska effekten oftast i litteraturen kallas Einsteinring. Då den brytande massan inte är sfärisk och observatören och källan inte ligger i rät linje ser observatören flera förvrängda bilder av samma källa. Antalet och formen på dessa är beroende av den relativa positionen av källan, linsen och observatör, och av formen på gravitationslinsen.

Det finns tre typer av gravitationslinser: [2]

1. Stark linseffekt: Bilden visar väl synliga förvrängningar som Einstein-ringar och -bågar.

2. Svag linseffekt: Förvrängningen av ljusskällan är mycket mindre och kan bara upptäckas genom analys av ett stort antal källor för att finna samstämmiga förvrängningar av endast ett fåtal procent. Linseffekten dyker upp statistiskt som en prioriterad sträckning av ett bakgrunds objekt vinkelrätt mot mitten av linsen. Genom att mäta former och inriktningar av ett stort antal avlägsna galaxer, kan deras riktlinjer som medelvärdet för att mäta klippa av Lins böjnings området i någon region. Detta i sin tur kan användas för att rekonstruera massdistribution av området: i synnerhet, kan bakgrunds fördelningen av mörk materia rekonstrueras. Eftersom galaxer är nära elliptiska och den svaga gravitationella lins böjnings signalen är liten, måste ett mycket stort antal galaxer användas i dessa undersökningar. Dessa svaga lins böjnings undersökningar måste undvika ett antal viktiga källor till systematiska fel: den inneboende formen av galaxer, måste en kameras punkt spridnings funktion att snedvrida formen av en galax och tendensen i atmosfären att se att snedvrida bilder förstås och noggrant redovisas. De kan också ge viktig framtida mätningar för mörk energi.

3. Mikrolins: Ingen distinkt form observerar, men mängden ljus från ett bakgrundsobjekt förändras med tiden medan källa och lins rör sig relativt observatören. Mikrolinsning märks typiskt hos stjärnor i Vintergatan och har bland annat lett till upptäckten av exoplaneter.

Gravitationslinser påverkar lika mycket alla typer av elektromagnetisk strålning, inte bara synligt ljus. Svag linsböjningar studeras med den kosmiska bakgrundsstrålningen liksom galaxundersökningar. Starka linser har observerats i radio- och röntgenstrålning. Om en stark lins med variabel källa ger flera bilder, kan även en relativ tidsfördröjning i variabiliteten mätas mellan två vägar.

Simulering[redigera | redigera wikitext]

Till höger är en simulering av gravitationslins där ljusets böjning orsakas av ett svart hål som passerar framför en galax. En sekundär bild av galaxen kan ses inom det svarta hålets Schwarzschildradie på motsatt sida galaxen. Sekundärbilden växer (stannar kvar inom ringen) som primär bilden närmar det svarta hålet. Ytan ljusstyrka de två bilderna är konstant, men deras kantiga varierar i storlek, därför producerar en utvidgning av galaxen luminositet som ses av en avlägsen observatör. Maximal förstärkning uppstår när galaxen (eller i detta fall en del av ljuset) ligger exakt bakom det svarta hålet.

Studerande av förgrundslinser[redigera | redigera wikitext]

Observationer av gravitationslinsning kan användas för att undersöka själva linsen, och ger möjlighet att direkta mäta massan hos linsen. Medan de flesta andra astronomiska observationer enbart är känsliga för det utsända ljuset, kan gravitationslinsning användas för att studera massans fördelning.

Observationer av mikrolinsning kan ge information om jämförelsevis små astronomiska objekt, så som ljussvaga men tunga objekt i vår egen galax eller exoplaneter (planeter i andra solsystem än vårt eget). Tre exoplaneter har hittills blivit funna på detta sätt, och tekniken verkar lovande för att hitta planeter med massa som liknar jorden, runt solliknande stjärnor inom 2000-talet. MOA och PLANET är exempel på pågående forskningsprojekt inriktade på att hitta mikrolinser.

Svaga och starka gravitationslinsböjningar av avlägsna galaxer orsakade av galaxhopar i förgrunden kan ge oss information om mängd samt fördelning av massa i galaxer, som domineras av osynlig mörk materia. Antalet starka gravitationslinser runtom på himlen kan också användas till att mäta värden av kosmologiska parametrar som till exempel medeldensiteten av all massa i universum. För närvarande lägger dock statistiken inte särskilt starka gränser på kosmologiska parametrar, delvis på grund av att man hittat relativt få starka linser överhuvudtaget (mindre än hundra stycken). Svag gravitationslinsning kan utöka analysen från dessa de mest massiva galaxhopar och kan tex. rekonstruera den storskaliga fördelningen av massa i universum.

Universums geometri[redigera | redigera wikitext]

Som en rent geometrisk effekt kan gravitationslinsning användas till att mäta historien om universums expansion (dess storlek som en funktion av tiden sedan Big Bang), vilken är inkodad i Hubbles lag. Om massfördelningen i förgrunden är välförstådd (vanligtvis från flera starka linsböjningsbågar, och möjligtvis svaga linsböjningar i utkanterna), kan två andra fria parametrar användas för att begränsa Hubbles konstant, eller avvikelser från Hubbles lag orsakade av mörk energi. I båda fallen behövs i princip bara en gravitationslins för bästa möjliga mätning. Sökandet fortsätter efter den perfekta linsen, med många multipla-avbildade bågar.

Det kommer att bli en tidsförskjutning (några dagar eller veckor) mellan multipla bilder av samma källa pga:

  1. En förskjutning till följd av olikheter i optiska våglängder mellan två individuella ljusvågor.
  2. Den generellt relativistiska Shapiroeffekten, som beskriver att individuella ljusvågor tar längre tid på sig att genomresa ett område med starkare gravitation på grund av att två ljusvågor reser genom olika delar av en potentiell brunn skapad av deflektorn. Då kommer klockorna som bär källans signal att skilja sig lite grand.

Om antingen mängden eller spektrumet av ljuset orsakat av bakgrundskällor varierar under tiden, kommer karaktäristiska variationer att ses inträffa först i en bild, och sedan i de andra bilderna.

En gravitationslins förstorar och förvränger fler avlägsna källor än de precis bakom linsen (men inte dem framför linsen). Enkel geometri kan användas för att beräkna effektiviteten av en gravitationslins, då som en funktion av vinkeldiameteravståndet till källan. Om förvrängningen kan mätas på multipla avstånd, kan detta avstånd jämföras med rödförskjutningen av dessa källor: ett direkt Hubblediagram. Vidare, kräver denna teknik bara förhållandet av förvrängningen mellan två avstånd. Den totala massan av förgrundslinsen upphäver därför och behöver inte vara begränsat (även om dess radiella profil är det). Genom att använda en mer massiv lins ökar helt enkelt signal-brusförhållandet när man mäter.

Sökandet efter gravitationslinser[redigera | redigera wikitext]

De flesta av gravitationslinserna hittades förr av misstag. Sökandet efter gravitationslinser i den norra hemisfären (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), genomförda i radiofrekvenser genom att använda Very Large Array (VLA) in New Mexico, ledde till upptäckandet av 22 nya linsbrytninssystem, vilket var en stor milstolpe. Detta har öppnat en helt ny värld för forskning som sträcker sig från att hitta väldigt avlägsna objekt till att hitta värden för kosmologiska parametrar så att vi på så sätt kan förstå universum bättre.

Ett liknande sökande i den södra hemisfären skulle vara ett väldigt stort steg mot att komplettera sökandet i norra hemisfären likaväl som att hitta andra objekt att studera. Vad vi kan vänta oss av det, om sådan forskning genomförs bra genom att använda väl parametriserade instrument och data, så kan vi vänta oss att ha en väldigt god utgångspunkt. Användandet av Australia Telescope 20 GHz (AT20G) inspektions-data insamlat genom att använda Australia Telescope Compact Array (ATCA) är en sådan samling data. Medan informationen samlades in genom användandet av samma instrument upprätthållande en mycket sträng kvalitet på datan borde vi kunna förvänta oss goda resultat från sökandet. AT20G inspektionen är en blind inspektion vid 20 GHz frekvens i radiodomänen av det elektromagnetiska spektrumet. På grund av den höga frekvensen som användes, ökar chanserna för att finna gravitonella linser eftersom det relativa antalet kompakta kärnobjekt (tex. kvasarer) är högre. Detta är viktigt eftersom linsböjningen är lättare att upptäcka och identifiera i enkla objekt jämförda till objekt med komplexitet i dem. Detta sökande involverar användandet av interferometriska metoder för att identifiera kandidater och följa upp dem med högre upplösning för att identifiera dem. Alla detaljer om projektet är nuvarande under arbete för publicerande.

I en nyligen släppt artikel i Science Daily (21 januari 2009) har ett team forskare under ledning av en kosmolog från USA:s Department of Energy's Lawrence Berkeley National Laboratory gjort ett stort framsteg i att utöka användandet av gravitationslins-böjning för att studera mycket äldre och mindre strukturer än vad som tidigare var möjligt genom att fastslå att svag gravitationslinsböjning förbättrar mätningar av avlägsna galaxer.

Se även[redigera | redigera wikitext]