Une lentille gravitationnelle est une distribution de matière (par exemple, un amas de galaxies) entre une source lumineuse distante, qui est capable de dévier le rayonnement du satellite, passant vers le spectateur, et l'observateur. Cet effet est connu sous le nom de lentille gravitationnelle, et la quantité de courbure est l'une des prédictions d'Albert Einstein en relativité générale. La physique classique parle aussi de la courbure de la lumière, mais ce n'est que la moitié de ce dont parle la relativité générale.
Créateur
Bien qu'Einstein ait fait des calculs inédits sur ce sujet en 1912, Orest Chwolson (1924) et František Link (1936) sont généralement considérés comme les premiers à articuler l'effet de la lentille gravitationnelle. Cependant, il est encore plus communément associé à Einstein, qui a publié un article en 1936.
Confirmation de la théorie
Fritz Zwicky a suggéré en 1937 que cet effet pourrait permettre aux amas de galaxies d'agir comme une lentille gravitationnelle. Ce n'est qu'en 1979 que ce phénomène fut confirmé par l'observation du quasar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Description
Contrairement à une lentille optique, une lentille gravitationnelle produit la déviation maximale de la lumière qui passe le plus près de son centre. Et le minimum de celui qui s'étend plus loin. Par conséquent, une lentille gravitationnelle n'a pas de point focal unique, mais une ligne. Ce terme dans le contexte de la déviation de la lumière a été utilisé pour la première fois par O. J. Loge. Il a noté qu '"il est inacceptable de dire que la lentille gravitationnelle du soleil agit de cette manière, puisque l'étoile n'a pas de distance focale".
Si la source, l'objet massif et l'observateur se trouvent en ligne droite, la source lumineuse apparaîtra comme un anneau autour de la matière. S'il y a un décalage, seul le segment peut être vu à la place. Cette lentille gravitationnelle a été mentionnée pour la première fois en 1924 à Saint-Pétersbourg par le physicien Orest Khvolson et élaborée quantitativement par Albert Einstein en 1936. Généralement désignés dans la littérature sous le nom d'anneaux d'Albert, car le premier n'était pas concerné par le flux ou le rayon de l'image.
Le plus souvent, lorsque la masse de lentille est complexe (telle qu'un groupe de galaxies ou un amas) et ne provoque pas de distorsion sphérique de l'espace-temps, la source ressemblera àarcs partiels dispersés autour de la lentille. L'observateur peut alors voir plusieurs images redimensionnées du même objet. Leur nombre et leur forme dépendent de la position relative, ainsi que de la simulation des lentilles gravitationnelles.
Trois classes
1. Lentille forte.
Où il y a des distorsions facilement visibles, telles que la formation d'anneaux d'Einstein, d'arcs et d'images multiples.
2. Lentille faible.
Où le changement des sources d'arrière-plan est beaucoup plus petit et ne peut être détecté que par l'analyse statistique d'un grand nombre d'objets pour trouver seulement quelques pour cent de données cohérentes. L'objectif montre statistiquement comment l'étirement préféré des matériaux de fond est perpendiculaire à la direction vers le centre. En mesurant la forme et l'orientation d'un grand nombre de galaxies lointaines, leurs emplacements peuvent être moyennés pour mesurer le décalage du champ de lentille dans n'importe quelle région. Ceci, à son tour, peut être utilisé pour reconstruire la distribution de masse: en particulier, la séparation de fond de la matière noire peut être reconstruite. Étant donné que les galaxies sont intrinsèquement elliptiques et que le faible signal de lentille gravitationnelle est faible, un très grand nombre de galaxies doit être utilisé dans ces études. Les données d'objectif faibles doivent soigneusement éviter un certain nombre de sources importantes de biais: la forme interne, la tendance de la fonction d'étalement des points de l'appareil photo à se déformer et la capacité de la vision atmosphérique à modifier les images.
Les résultats de cesLes études sont importantes pour évaluer les lentilles gravitationnelles dans l'espace afin de mieux comprendre et d'améliorer le modèle Lambda-CDM et de fournir un contrôle de cohérence sur d'autres observations. Ils peuvent également constituer une contrainte future importante sur l'énergie noire.
3. Microlentille.
Où aucune distorsion n'est visible dans la forme, mais la quantité de lumière reçue de l'objet d'arrière-plan change avec le temps. L'objet de la lentille peut être des étoiles de la Voie lactée, et la source de l'arrière-plan est des boules dans une galaxie lointaine ou, dans un autre cas, un quasar encore plus lointain. L'effet est faible, de sorte que même une galaxie avec une masse supérieure à 100 milliards de fois celle du Soleil produirait plusieurs images séparées par seulement quelques secondes d'arc. Les amas galactiques peuvent produire des séparations de minutes. Dans les deux cas, les sources sont assez éloignées, à plusieurs centaines de mégaparsecs de notre univers.
Retards
Les lentilles Gravity agissent de la même manière sur tous les types de rayonnement électromagnétique, pas seulement sur la lumière visible. Les effets faibles sont étudiés à la fois pour le fond diffus cosmologique et pour les études galactiques. Des lentilles fortes ont également été observées dans les modes radio et rayons X. Si un tel objet produit plusieurs images, il y aura un délai relatif entre les deux chemins. Autrement dit, sur un objectif, la description sera observée plus tôt que sur l'autre.
Trois types d'objets
1. Étoiles, restes, naines brunes etplanètes.
Lorsqu'un objet de la Voie lactée passe entre la Terre et une étoile lointaine, il focalise et intensifie la lumière d'arrière-plan. Plusieurs événements de ce type ont été observés dans le Grand Nuage de Magellan, un petit univers proche de la Voie Lactée.
2. Galaxies.
Les planètes massives peuvent également agir comme des lentilles gravitationnelles. La lumière provenant d'une source derrière l'univers est courbée et concentrée pour créer des images.
3. Amas de galaxies.
Un objet massif peut créer des images d'un objet distant se trouvant derrière lui, généralement sous la forme d'arcs étirés - un secteur de l'anneau d'Einstein. Les lentilles gravitationnelles en grappe permettent d'observer des luminaires trop éloignés ou trop faibles pour être vus. Et puisque regarder de longues distances signifie regarder vers le passé, l'humanité a accès à des informations sur l'univers primitif.
Lentille de gravité solaire
Albert Einstein a prédit en 1936 que les rayons de lumière dans la même direction que les bords de l'étoile principale convergeraient vers un foyer à environ 542 UA. Ainsi, une sonde aussi éloignée (ou plus) du Soleil peut l'utiliser comme lentille gravitationnelle pour grossir des objets éloignés du côté opposé. L'emplacement de la sonde peut être déplacé au besoin pour sélectionner différentes cibles.
Drake Probe
Cette distance est bien au-delà de l'avancement et de la capacité des équipements de sonde spatiale tels que Voyager 1, et au-delà des planètes connues, bien que depuis des millénairesSedna se déplacera plus loin dans son orbite hautement elliptique. Le gain élevé pour détecter potentiellement des signaux à travers cette lentille, tels que des micro-ondes sur une ligne d'hydrogène de 21 cm, a conduit Frank Drake à spéculer dans les premiers jours de SETI qu'une sonde pourrait être envoyée aussi loin. Le SETISAIL polyvalent et plus tard FOCAL ont été proposés par l'ESA en 1993.
Mais comme prévu, c'est une tâche difficile. Si la sonde dépasse 542 UA, les capacités de grossissement de l'objectif continueront de fonctionner à des distances plus longues, car les rayons qui se focalisent à de plus grandes distances s'éloignent davantage de la distorsion de la couronne solaire. Une critique de ce concept a été donnée par Landis, qui a discuté de problèmes tels que les interférences, le grossissement élevé de la cible qui rendrait difficile la conception du plan focal de la mission et l'analyse de la propre aberration sphérique de l'objectif.
