Сильне гравітаційне лінзування: відмінності між версіями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Інтерактивний перегляд історії
(Переглянути усі неперевірені зміни)
[перевірена версія][перевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Немає опису редагування
Рядок 16: Рядок 16:
=== Кластерне лінзування ===
=== Кластерне лінзування ===
В цьому випадку лінзою виступає [[скупчення галактик]]. Така лінза, як правило, достатньо потужна, щоб одночасно призводити і до сильного лінзування (множинні зображення, дуги чи кільця), і до [[Слабке лінзування|слабкого лінзування]] (зміна видимої еліптичні окремих галактик). Відомим прикладом є лінза під назвою «Розплавлене кільце»<ref name="MoltenRing3">{{Cite web|last=Tuesday|first=Hailey Rose McLaughlin|title=Hubble captures a clear shot of a 'Molten Ring'|url=https://astronomy.com/news/2020/12/hubble-captures-a-clear-shot-of-a-molten-ring|website=Astronomy.com|language=en}}</ref>.
В цьому випадку лінзою виступає [[скупчення галактик]]. Така лінза, як правило, достатньо потужна, щоб одночасно призводити і до сильного лінзування (множинні зображення, дуги чи кільця), і до [[Слабке лінзування|слабкого лінзування]] (зміна видимої еліптичні окремих галактик). Відомим прикладом є лінза під назвою «Розплавлене кільце»<ref name="MoltenRing3">{{Cite web|last=Tuesday|first=Hailey Rose McLaughlin|title=Hubble captures a clear shot of a 'Molten Ring'|url=https://astronomy.com/news/2020/12/hubble-captures-a-clear-shot-of-a-molten-ring|website=Astronomy.com|language=en}}</ref>.

== Астрофізичні застосування ==

=== Профілі маси ===
Оскільки гравітаційне лінзування є ефектом, який залежить лише від [[Гравітаційний потенціал|гравітаційного потенціалу]], його можна використовувати для визначення розподілу маси в гравітаційних лінзах шляхом підгонки теоретичної моделі розподілу маси під видиму гнометрію лінзованих зображень або дуг. Зокрема, астрономи цікавляться застосуванням гравітаційного лінзування до дослідження [[гало темної матерії]] та розподілу маси в центрах галактик<ref name="Kochanek2006">{{Cite book
|title=Gravitational Lensing: Strong, Weak and Micro
|last=Kochanek
|first=C. S.
|year=2006
|series=Saas-Fee Advanced Courses
|volume=33
|pages=91–268
|chapter=Strong Gravitational Lensing
|doi=10.1007/978-3-540-30310-7_2
|isbn=978-3-540-30309-1
}}</ref>.

=== Затримки часу ===
Оскільки під час сильного лінзування світлові промені проходять різними шляхами, вони мають різну довжину ходу та різну затримку локальними гравітаційними потенціалами. Затримку в часі між різними зображеннями можна теоретично визначити за допомогою моделі маси та [[Фізична космологія|космологічної моделі]]. Цю ж затримку в часі можна виміряти зі спостережень, якщо лінзоване джерело демонструє змінність. Порівнюючи теоретичні передбачення зі спостереженнями, можна уточнити космологічні константи, зокрема, [[Закон Габбла — Леметра|сталу Габбла]]<ref name="CourbinMinniti2002">{{Cite book
|title=Gravitational Lensing: An Astrophysical Tool
|last=Courbin
|first=Frédéric
|last2=Minniti
|first2=Dante
|year=2002
|series=Lecture Notes in Physics
|volume=608
|doi=10.1007/3-540-45857-3
|isbn=978-3-540-44355-1
|issn=0075-8450
}}</ref>.

== Примітки ==
[[Категорія:Гравітаційне лінзування]]
[[Категорія:Гравітаційне лінзування]]

Версія за 18:28, 12 червня 2023

Ця стаття в процесі редагування певний час.

Будь ласка, не редагуйте її, бо Ваші зміни можуть бути втрачені.

Якщо ця сторінка не редагувалася кілька днів, будь ласка, приберіть цей шаблон. Це повідомлення призначене для уникнення конфліктів редагування.

Останнє редагування зробив користувач Oleksiy.golubov (внесок, журнали) о 18:28 UTC (508848 хвилин тому).

Сильне гравітаційне лінзування — різновид гравітаційного лінзування, в якому викривлення світла є достатньо сильним, щоб створити кілька зображень, дуг або навіть кільця Ейнштейна. Як правило, для сильного лінзування прогнозована густина маси лінзи має бути більшою за критичну густину . Тоді для для точкових фонових джерел утворюється кілька зображень, а для джерел скінченного розміру можуть утворюватся дуги або кільця. Топологічно створення кількох зображень регулюється теоремою про непарні числа[1]. Сильне лінзування було передбачено загальною теорією відносності Альберта Ейнштейна та відкрито Денісом Волшем, Бобом Карсвелом і Реєм Вейманом у 1979 році[2].

Спостереження

Галактичне лінзування

В цьому випадку лінзою виступає галактика. Якщо фоновим джерелом є квазар або нерозрізнений релятивістський струмінь, то лінзована картина являє собою точкові множинні зображення. Якщо фоновим джерелом є галактика або протяжний струмінь, лінзовані зображення можуть бути дугами або кільцями. Станом на 2017 рік було помічено кілька сотень сильних лінзувань галактик на галактиках[3]. Очікується, що майбутні дослідження обсерваторії Віри Рубін і Евкліда виявлять понад 100 000 таких об’єктів[4].

Кластерне лінзування

В цьому випадку лінзою виступає скупчення галактик. Така лінза, як правило, достатньо потужна, щоб одночасно призводити і до сильного лінзування (множинні зображення, дуги чи кільця), і до слабкого лінзування (зміна видимої еліптичні окремих галактик). Відомим прикладом є лінза під назвою «Розплавлене кільце»[5].

Астрофізичні застосування

Профілі маси

Оскільки гравітаційне лінзування є ефектом, який залежить лише від гравітаційного потенціалу, його можна використовувати для визначення розподілу маси в гравітаційних лінзах шляхом підгонки теоретичної моделі розподілу маси під видиму гнометрію лінзованих зображень або дуг. Зокрема, астрономи цікавляться застосуванням гравітаційного лінзування до дослідження гало темної матерії та розподілу маси в центрах галактик[6].

Затримки часу

Оскільки під час сильного лінзування світлові промені проходять різними шляхами, вони мають різну довжину ходу та різну затримку локальними гравітаційними потенціалами. Затримку в часі між різними зображеннями можна теоретично визначити за допомогою моделі маси та космологічної моделі. Цю ж затримку в часі можна виміряти зі спостережень, якщо лінзоване джерело демонструє змінність. Порівнюючи теоретичні передбачення зі спостереженнями, можна уточнити космологічні константи, зокрема, сталу Габбла[7].

Примітки

  1. ↑ Mediavilla, Evencio (2016). Astrophysical Applications of Gravitational Lensing. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-07854-3.
  2. ↑ Bernstein, G. M.; Tyson, J. A.; Kochanek, C. S. (1993). A large arc in the gravitational lens system 0957 + 561. The Astronomical Journal. 105: 816. Bibcode:1993AJ....105..816B. doi:10.1086/116474. ISSN 0004-6256.
  3. ↑ Wang, Lin; Shu, Yiping; Li, Ran; Zheng, Zheng; Wen, Zhonglue; Liu, Guilin (28 березня 2017). SDSS J1640+1932: a spectacular galaxy–quasar strong lens system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press (OUP). 468 (3): 3757—3763. arXiv:1703.07495. Bibcode:2017MNRAS.468.3757W. doi:10.1093/mnras/stx733. ISSN 0035-8711.
  4. ↑ Collett, Thomas E. (2015). The population of galaxy-galaxy strong lenses in forthcoming optical imaging surveys. The Astrophysical Journal. 811 (1): 20. arXiv:1507.02657. Bibcode:2015ApJ...811...20C. doi:10.1088/0004-637X/811/1/20. ISSN 1538-4357.
  5. ↑ Tuesday, Hailey Rose McLaughlin. Hubble captures a clear shot of a 'Molten Ring'. Astronomy.com (англ.).
  6. ↑ Kochanek, C. S. (2006). Strong Gravitational Lensing. Gravitational Lensing: Strong, Weak and Micro. Saas-Fee Advanced Courses. Т. 33. с. 91—268. doi:10.1007/978-3-540-30310-7_2. ISBN 978-3-540-30309-1.
  7. ↑ Courbin, Frédéric; Minniti, Dante (2002). Gravitational Lensing: An Astrophysical Tool. Lecture Notes in Physics. Т. 608. doi:10.1007/3-540-45857-3. ISBN 978-3-540-44355-1. ISSN 0075-8450.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сильне_гравітаційне_лінзування&oldid=39700107