Kanta graviti ialah taburan jirim (contohnya, gugusan galaksi) antara sumber cahaya yang jauh, yang mampu membengkokkan sinaran dari satelit, bergerak ke arah penonton dan pemerhati. Kesan ini dikenali sebagai kanta graviti, dan jumlah lenturan adalah salah satu ramalan Albert Einstein dalam relativiti am. Fizik klasik juga bercakap tentang lenturan cahaya, tetapi itu hanya separuh daripada yang diperkatakan oleh relativiti am.
Pencipta
Walaupun Einstein membuat pengiraan yang tidak diterbitkan mengenai subjek ini pada tahun 1912, Orest Chwolson (1924) dan František Link (1936) secara amnya dianggap sebagai yang pertama menyatakan kesan kanta graviti. Walau bagaimanapun, dia lebih kerap dikaitkan dengan Einstein, yang menerbitkan sebuah karya pada tahun 1936.
Pengesahan teori
Fritz Zwicky mencadangkan pada tahun 1937 bahawa kesan ini boleh membenarkan gugusan galaksi bertindak sebagai kanta graviti. Hanya pada tahun 1979, fenomena ini disahkan oleh pemerhatian Quasar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Penerangan
Berbeza dengan kanta optik, kanta graviti menghasilkan pesongan maksimum cahaya yang melalui paling hampir dengan pusatnya. Dan minimum yang memanjang lebih jauh. Oleh itu, kanta graviti tidak mempunyai satu titik fokus, tetapi mempunyai garis. Istilah ini dalam konteks pesongan cahaya pertama kali digunakan oleh O. J. Pondok. Beliau menyatakan bahawa "tidak boleh diterima untuk mengatakan bahawa kanta graviti matahari bertindak dengan cara ini, kerana bintang itu tidak mempunyai jarak fokus."
Jika sumber, objek besar dan pemerhati terletak dalam garis lurus, cahaya sumber akan muncul sebagai cincin di sekeliling jirim. Jika terdapat sebarang offset, hanya segmen yang boleh dilihat. Kanta graviti ini mula-mula disebut pada tahun 1924 di St. Petersburg oleh ahli fizik Orest Khvolson dan diusahakan secara kuantitatif oleh Albert Einstein pada tahun 1936. Lazimnya dirujuk dalam kesusasteraan sebagai Albert rings, kerana yang pertama tidak berkenaan dengan aliran atau jejari imej.
Lazimnya, apabila jisim kanta adalah kompleks (seperti sekumpulan galaksi atau gugusan) dan tidak menyebabkan herotan sfera ruang-masa, sumbernya akan menyerupaiarka separa bertaburan di sekeliling kanta. Pemerhati kemudiannya boleh melihat berbilang imej saiz semula objek yang sama. Nombor dan bentuknya bergantung pada kedudukan relatif, serta pada simulasi kanta graviti.
Tiga kelas
1. Lensa yang kuat.
Di mana terdapat herotan yang mudah dilihat, seperti pembentukan cincin Einstein, lengkok dan berbilang imej.
2. Lensa lemah.
Di mana perubahan dalam sumber latar belakang adalah jauh lebih kecil dan hanya boleh dikesan oleh analisis statistik sebilangan besar objek untuk mencari hanya beberapa peratus data koheren. Kanta menunjukkan secara statistik bagaimana regangan pilihan bahan latar belakang adalah berserenjang dengan arah ke arah tengah. Dengan mengukur bentuk dan orientasi sejumlah besar galaksi jauh, lokasinya boleh dipuratakan untuk mengukur anjakan medan kanta di mana-mana rantau. Ini, seterusnya, boleh digunakan untuk membina semula taburan jisim: khususnya, pemisahan latar belakang jirim gelap boleh dibina semula. Memandangkan galaksi sememangnya berbentuk elips dan isyarat kanta graviti yang lemah adalah kecil, bilangan galaksi yang sangat besar mesti digunakan dalam kajian ini. Data lensa yang lemah mesti mengelakkan beberapa sumber berat sebelah yang penting: bentuk dalaman, kecenderungan fungsi penyebaran titik kamera untuk herot dan keupayaan penglihatan atmosfera untuk menukar imej.
Hasil inikajian adalah penting untuk menilai kanta graviti di angkasa untuk lebih memahami dan menambah baik model Lambda-CDM dan untuk menyediakan semakan konsisten pada pemerhatian lain. Ia juga mungkin memberikan kekangan masa depan yang penting pada tenaga gelap.
3. Mikrolensing.
Di mana tiada herotan kelihatan dalam bentuk, tetapi jumlah cahaya yang diterima daripada objek latar belakang berubah dari semasa ke semasa. Objek lensa boleh menjadi bintang di Bima Sakti, dan sumber latar belakang adalah bola di galaksi yang jauh atau, dalam kes lain, quasar yang lebih jauh. Kesannya kecil, sehinggakan galaksi dengan jisim lebih besar daripada 100 bilion kali ganda Matahari akan menghasilkan berbilang imej yang dipisahkan oleh hanya beberapa saat lengkok. Kelompok galaksi boleh menghasilkan pemisahan minit. Dalam kedua-dua kes, sumbernya agak jauh, beratus-ratus megaparsec dari alam semesta kita.
Masa kelewatan
Kanta graviti bertindak sama rata pada semua jenis sinaran elektromagnet, bukan hanya cahaya yang boleh dilihat. Kesan lemah dikaji untuk latar belakang gelombang mikro kosmik dan untuk kajian galaksi. Kanta yang kuat juga diperhatikan dalam mod radio dan X-ray. Jika objek sedemikian menghasilkan berbilang imej, akan terdapat kelewatan masa relatif antara kedua-dua laluan. Iaitu, pada satu kanta, penerangan akan diperhatikan lebih awal daripada pada yang lain.
Tiga jenis objek
1. Bintang, peninggalan, kerdil perang danplanet.
Apabila objek di Bima Sakti melintas di antara Bumi dan bintang yang jauh, ia akan memfokus dan memperhebatkan cahaya latar. Beberapa kejadian jenis ini telah diperhatikan dalam Awan Magellan Besar, alam semesta kecil berhampiran Bima Sakti.
2. Galaksi.
Planet besar juga boleh bertindak sebagai kanta graviti. Cahaya dari sumber di sebalik alam semesta dibengkokkan dan difokuskan untuk mencipta imej.
3. Gugusan galaksi.
Objek besar boleh mencipta imej objek jauh yang terletak di belakangnya, biasanya dalam bentuk lengkok terbentang - sektor cincin Einstein. Kanta graviti kluster membolehkan anda memerhati cahaya yang terlalu jauh atau terlalu samar untuk dilihat. Dan kerana melihat jarak jauh bermakna melihat ke masa lalu, manusia mempunyai akses kepada maklumat tentang alam semesta awal.
Kanta graviti suria
Albert Einstein meramalkan pada tahun 1936 bahawa sinaran cahaya dalam arah yang sama dengan tepi bintang utama akan menumpu kepada fokus pada kira-kira 542 AU. Jadi kuar yang jauh (atau lebih) dari Matahari boleh menggunakannya sebagai kanta graviti untuk membesarkan objek jauh pada sisi bertentangan. Lokasi siasatan boleh dialihkan mengikut keperluan untuk memilih sasaran yang berbeza.
Drake Probe
Jarak ini jauh melebihi kemajuan dan keupayaan peralatan kuar angkasa seperti Voyager 1, dan melangkaui planet yang diketahui, walaupun selama beribu tahunSedna akan bergerak lebih jauh dalam orbitnya yang sangat elips. Keuntungan yang tinggi untuk kemungkinan mengesan isyarat melalui kanta ini, seperti gelombang mikro pada talian hidrogen 21 cm, menyebabkan Frank Drake membuat spekulasi pada hari-hari awal SETI bahawa siasatan boleh dihantar sejauh itu. SETISAIL pelbagai guna dan kemudiannya FOCAL telah dicadangkan oleh ESA pada tahun 1993.
Tetapi seperti yang dijangkakan, ini adalah tugas yang sukar. Jika probe melepasi 542 AU, keupayaan pembesaran objektif akan terus beroperasi pada jarak yang lebih jauh, kerana sinar yang menjadi fokus pada jarak yang lebih jauh bergerak lebih jauh daripada herotan korona suria. Kritikan terhadap konsep ini diberikan oleh Landis, yang membincangkan isu seperti gangguan, pembesaran sasaran tinggi yang akan menyukarkan untuk mereka bentuk satah fokus misi dan analisis penyimpangan sfera lensa itu sendiri.
