Gravitaatiolinssi
Gravitaatiolinssi johtuu siitä, että kaukaisen kohteen ja meidän välissä on massiivinen kappale. Se voi luoda vaikutelman kahdesta tai useammasta kohteesta, vaikka todellisuudessa niitä on vain yksi. Kohteen valo taittuu välissä olevan massiivisen kappaleen ympärille.
Massiivinen kappale, kuten galaksi tai musta aukko, luo avaruuteen erittäin voimakkaan gravitaatiokentän. Vaikutuksen tarkka luonne riippuu:
Einsteinin risti: neljä kuvaa yhdestä kvasaarista
Einstein
| Osa artikkelisarjasta, joka käsittelee | ||||||
| Yleinen suhteellisuusteoria | ||||||
|
G μ ν + Λ g μ ν = 8 π G c 4 T μ ν {\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }} | ||||||
| ·
·
| ||||||
| Peruskäsitteet
| ||||||
| Ilmiöt
| ||||||
| ||||||
| Ratkaisut
| ||||||
| · v · t · e |
Albert Einstein ennusti gravitaatiolinssien mahdollisuuden. Havainto, että aurinkomme taivuttaa kaukana olevien kohteiden valoa, kun niiden valo kulkee sen läheltä, oli todiste siitä, että yleinen suhteellisuusteoria oli oikea.
Linssien tyypit
Linssejä on kolmea eri tyyppiä:
- voimakas linssi
- heikko linssi
- microlensing
Voimakas linssi
Voimakas linssihavainnointi paljastaa itsensä tuottamalla useita kuvia samasta kohteesta. Tunnettu esimerkki on Einsteinin risti (Q2237+0305) 8 miljardin valovuoden päässä. Tässä tapauksessa gravitaatiolinssi tuottaa neljä kuvaa samasta kohteesta (kvasaari), vaikka se on vain yksi kohde. Kvasaarin valo ei kulje suoraviivaisesti Maahan. Sen sijaan se taipuu sen edessä olevan galaksin gravitaatiokentän mukaan. Tämä galaksi on 400 miljoonan valovuoden päässä.
Ensimmäinen tällainen löytö (Aurinkoa lukuun ottamatta) tehtiin vuonna 1979. Kaksi kvasaaria oli lähellä toisiaan. Molemmilla oli sama spektri, ja ne osoittautuivat saman kvasaarin (Q0957+651) kahdeksi kuvaksi. Vuonna 1980 tutkijat saivat selville, mikä galaksijoukko toimi linssinä.
Heikko linssi
Heikko linssi ei tuota useita kuvia samasta kohteesta. Sen sijaan se tuottaa erittäin epämuodostuneen tai venytetyn kuvan kohteesta, joka on kaukana linssin takana. Vuonna 1986 tämä havaittiin Abell 370 -joukossa. Myöhemmin ymmärrettiin, että kyseessä oli voimakkaasti deformoitunut kuva galaksista, joka oli kaukana ryppään ulkopuolella.
Kohde voi näyttää suuremmalta tai pienemmältä, kuten taulukossa on esitetty. Heikkojen linssien avulla voimme havaita hyvin kaukaisia galakseja, joita emme pystyisi havaitsemaan ilman tällaista linssiä. Taivuttamalla valoa valonlähteestä tulevan valon määrä (magnitudi) kasvaa. Näin hyvin kaukaisesta ja heikosta galaksista voi tulla näkyvä, vaikka normaalisti emme pystyisi havaitsemaan sitä.
Mikrolisensointi
Mikrolisenssitapauksissa muoto ei vääristy. Kohteesta näkyvän valon määrä muuttuu kuitenkin jaksoittain. Tätä voidaan käyttää eksoplaneettojen havaitsemiseen. Lähempänä olevan tähden painovoimakenttä taivuttaa ja voimistaa kaukaisen tähden valoa. Lähempänä olevan tähden ympärillä pyörivän eksoplaneetan läsnäolo taivuttaa kauempana olevan tähden valoa jaksoittain. Kohde OGLE-2005-BLG-390-Lb, joka löydettiin 25. tammikuuta 2006, on ensimmäinen mikrolisäyksen avulla havaittu eksoplaneetta.
Vääristymät.
Eksoplaneetan löytäminen kaukaisen tähden valon avulla.
