Gravitatsioonilääts

Allikas: Vikipeedia
Kaugest objektist tuleneva valguse murdumine massiivse keha mõjul. Kollased nooled näitavad allikate näivat asukohta, valged nooled allikate tegelikku paiknemist.

Gravitatsioonilääts on massiivne keha (planeet või täht) või kehade süsteem (galaktika või galaktikaparv), mis asub vaatleja ja kauge valgusallika vahel ning oma gravitatsiooniväljaga kallutab allikast tuleva valguse levimise suunda. Seda efekti ennustas Albert Einstein oma üldrelatiivsusteoorias.

Efekt sai tõestuse 1979, kui avastati kaks kvasarit QSO 0957+561A/B (nn Twin Quasar), mis asusid teineteisele väga lähedal ning mille punanihe ja nähtava valguse spekter olid üllatavalt sarnased. Kuna säärane kokkusattumine on äärmiselt ebatõenäoline, järeldati, et tegu on ühe objekti kahe kujutisega, mille tekitas tugev gravitatsioonilääts.

Kirjeldus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Einsteini risti galaktika ümber moodustavad kaugel oleva kvasari neli kujutist, mis tekkisid tugeva gravitatsiooniläätse tõttu.

Nagu selgitab üldrelatiivsusteooria, kõverdab mass aegruumi, tekitades gravitatsioonivälja ja kallutades valgusallikast tulevat valguskiirt algsest trajektoorist kõrvale. Selle tagajärjel võib allika kujutis võimenduda ja/või moonduda.

Erinevalt optilisest läätsest murduvad valguskiired seda rohkem, mida lähemal on nad gravitatsiooniläätse tsentrile. Lisaks pole gravitatsiooniläätsel üht fokaalpunkti, vaid fokaaljoon.

Kui valgusallikas, lääts ja vaatleja asuvad samal joonel, paistab valgusallikas rõngana massiivse läätse ümber. Seda nähtust nimetatakse Einsteini rõngaks. Kui asetus on nihkes, paistab allikas kaare segmendina. Tavaliselt on läätse mass kompleksne, näiteks galaktikaparves, ja tema põhjustatud aegruumi kõverdumine pole sfääriliselt sümmeetriline. Sellisel juhul on allika valgus hajunud ümber läätse mitmeks kaareks ja vaatleja näeb samast objektist mitut moondunud kujutist. Kujutiste arv ja kuju sõltuvad allika, läätse ja vaatleja suhtelisest asetusest ja aegruumi kõverdumise määrast.

On olemas kolm gravitatsiooniläätse tüüpi.[1]

Tugev lääts[muuda | redigeeri lähteteksti]

Tugev gravitatsioonilääts on tavaliselt suure massiga objekt, näiteks galaktika või galaktikaparv. Ta põhjustab selgesti märgatavaid moonutusi, näiteks Einsteini rõngaid, kaari või objekti mitut kujutist. Moonutused on seda suuremad, mida massiivsem on lääts ja mida lähemal asub ta allikale. Mitme kujutise korral on näha ajalist hilinemist ehk objektiga toimuvad muutused kajastuvad ühes kujutises varem kui teises. Neid hilinemisi saab kasutada Hubble'i konstandi arvutamiseks.

Nõrk lääts[muuda | redigeeri lähteteksti]

Nõrgaks gravitatsiooniläätseks võib olla üksik galaktika. Selle põhjustatud moonutused on väiksemad ja neid saab tuvastada ainult paljusid allikaid analüüsides. Moonutused väljenduvad taustallika kujutise suurenemises ja väljavenimises suunas, mis on objekti ja läätse keskpunkti siduva mõttelise joonega risti. Mõõtes galaktikate kuju ja orientatsiooni ning keskmistades saadud andmeid, saab määrata massijaotust läätse piirkonnas, täpsemalt näiteks tumeda aine jaotust. Sarnased mõõtmised võivad tulevikus aidata paremini mõista tumeenergia olemust.

Mikrolääts[muuda | redigeeri lähteteksti]

Mikrogravitatsiooniläätseks võib olla Linnutee täht, kui valgusallikaks on kauge galaktika täht või kaugel asuv kvasar. Tekkivad moonutused ei väljendu kujus, vaid ainult allika intensiivsuse muutumises ajas. Ei moodustu ka arvukaid kujutisi: efekt on nii väike, et kui mikroläätse asemel oleks lääts, milleks on Päikesest 100 miljardit korda suurema massiga galaktika, tekitaks see kujutisi, mis oleksid teineteisest eraldatud ainult mõne kaaresekundi võrra. Galaktikaparvede põhjustatud kujutised oleksid eraldatud mõne kaareminuti võrra. Nende abil saab näha objekte, mis muidu asuvad vaatlemiseks liiga kaugel.

Gravitatsioonilääts mõjub samaväärselt kõikidele elektromagnetkiirguse tüüpidele. Nõrku läätsi on uuritud kosmilise taustkiirguse, tugevaid läätsi ka raadiokiirguse ja röntgenkiirguse diapasoonides.

Ajalugu[muuda | redigeeri lähteteksti]

Arvutisimulatsioon gravitatsiooniläätsest: mida me näeksime, kui meie ja galaktika vahel oleks must auk

Üldrelatiivsusteooria see osa, mis puudutab asjaolu, et massiivsed objektid kõverdavad aegruumi enda ümber, sai kinnituse 1919. aastal päikesevarjutuse ajal, kui Arthur Eddington märkas tähtedest tuleva valguse murdumist Päikese ümbruses.

Einstein näitas, et teisedki astronoomilised objektid saavad kallutada valgust nii, et teatud tingimustel saab näha ühe allika mitut kujutist, mida vahel nimetatakse gravitatsiooniliseks miraažiks. Kuna ta käsitles valgusallikatena ainult üksikuid tähti, siis arvas ta, et nähtuse vaatlemine on lähitulevikus ebatõenäoline. 1937. aastal kaalus Fritz Zwicky võimalust, et valgusallikaks on galaktika, mille korral oli efekti registreerimine tema arvutuste järgi tõenäolisem. Siiski avastasid esimesed gravitatsiooniläätsed alles 1979. aastal Dennis Walsh, Bob Carswell ja Ray Weymann, kes kasutasid vaatlusteks 2,1-meetrist teleskoopi.

1980-ndatel aastatel hakkasid teadlased kasutama arvuteid ja CCD-kaameraid, et uurida gravitatsiooniläätsedega seotud efekte.

Matemaatiline kirjeldus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Liikudes läätse poolt kõverdatud aegruumis, kaldub valgus kõrvale järgmise nurga võrra:

\theta = \frac{4GM}{rc^2}

kus M on läätse mass, r on kaugus läätse keskpunktist, G on gravitatsioonikonstant, c on valguse kiirus.

Einsteini raadius ehk Einsteini ringi raadius radiaanides on

\theta_E = \left(\frac{4GM}{c^2}\;\frac{d_{LS}}{d_L d_S}\right)^{1/2}

kus d_{LS} on kaugus allikast läätseni, d_{L} on kaugus läätsest vaatlejani, d_{S} on summaarne kaugus allikast vaatlejani.

Einsteini raadius on oluline suurus, kuna tüüpilised kujutiste omavahelised kaugused on selle kordsed. Seda kasutatakse, et lihtsustada läätsevalemit.

Rakendused[muuda | redigeeri lähteteksti]

Gravitatsiooniläätsi kasutatakse tihti teleskoopidena, kuna nad kontsentreerivad tagapool olevate objektide valgust, tehes neid eredamateks ja suuremateks ning seega lihtsustades nende uurimist. 15. veebruaril 2004 avastasid Caltechi teadlased kaugeima seni avastatud galaktika, kasutades tugeva gravitatsiooniläätsena Abell 2218 galaktikaparve. Vaatlus toimus Hubble'i teleskoobiga. Säärasel kaugusel olevad objektid oleksid nähtamatud, kui üritada neid "otse" vaadelda.

Nõrku läätsi kasutatakse, et saada lisateavet läätse enda kohta. Selleks kasutatakse statistilisi võtteid paljudest allikatest saadud andmetelt. Kui läätseks on kaksiktäht, saab määrata ühe tähe liikumist teise tähe suhtes. Kuna nõrgad läätsed annavad parandeid kaugete galaktikate mõõtmisel[2], saab nende abiga uurida ka vanemaid ja väiksemaid Universumi struktuure.

Mikroläätse kasutamine võib anda teavet eksoplaneetide kohta. Mikroläätsede abiga on avastatud 12 eksoplaneeti ja on lootust avastada ka Maa-suuruseid planeete Päikese-sarnaste tähtede ümber.

Tugevate ja nõrkade läätsede kasutamisega, kui objektideks on galaktikad, saab selgeks teha tumeaine massijaotust, Universumis sisalduva aine keskmist tihedus ja rekonstrueerida massijaotust suures mastaabis.

Gravitatsiooniläätsede otsingud[muuda | redigeeri lähteteksti]

Paljud gravitatsiooniläätsed avastati juhuslikult. Esimene sihilik otsing põhjapoolkeral toimus New Mexicos CLASS-missiooni raames raadiokiirguse diapasoonis. Selle käigus leiti 22 gravitatsiooniläätsede süsteemi. See andis uue võimaluse kaugete objektide otsimiseks ja kosmiliste suuruste määramiseks.

Sarnane uuring lõunapoolkeral toimus Austraalias 20 Ghz diapasoonis. Kuna kasutatud sagedus oli kõrgem, leiti ka väiksemaid läätsi, näiteks kvasareid.

Samuti tegeleb gravitatsiooniläätsede otsimisega CASTLe-missioon[3], kuhu on kaasatud Harvard-Smithsoniani astrofüüsika keskuse ja Arizona ülikooli teadlased. Nad otsivad läätsesid, mille mass on võrreldav galaktika omaga (tekkivate kujutiste vahemaa on väiksem kui 10 kaaresekundit). Kasutatakse Hubble'i teleskoopi, et saada detailseid pilte.

Ajaloolised ajakirjad ja viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. Fulvio Melia (2007). The Galactic Supermassive Black Hole. Princeton University Press, 255–256. ISBN 0-691-13129-5. 
  2. http://www.sciencedaily.com/releases/2010/01/100119172846.htm
  3. http://www.cfa.harvard.edu/castles/

Kirjandus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Välislingid[muuda | redigeeri lähteteksti]