Lentila gravitațională

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Devierea luminii dintr-o galaxie îndepărtată în jurul unui obiect masiv.
Săgețile portocalii indică poziția aparentă a galaxiei îndepărtate. Săgețile albe adevărata cale a luminii

În astronomie, o lentilă gravitațională este o distribuție a materiei, cum ar fi o galaxie sau o gaură neagră, capabilă să îndoaie traiectoria luminii trecătoare într-un mod similar cu o lentilă optică. Lentilele gravitaționale sunt prezise de teoria relativității generale , potrivit căreia traiectoria radiației electromagnetice , ca și lumina, este determinată de curbura spațiu-timp produsă de corpurile cerești. Primele dovezi experimentale ale acestui efect au fost colectate în 1919 prin observarea devierii razelor de lumină ale stelelor produse de Soare în timpul unei eclipse totale [1], de atunci un număr mare de lentile gravitaționale au fost descoperite datorită dezvoltărilor tehnologice. a instrumentelor astronomice.

Efectul unei lentile gravitaționale este deformarea aparentă a imaginii corpurilor cerești a căror lumină emisă trece în apropierea maselor care produc curbura spațiului-timp. Se poate întâmpla ca abaterea razelor să facă sursa lor să pară deplasată în raport cu poziția sa reală. Din aceleași motive, pot apărea distorsiuni mai mult sau mai puțin clare ale imaginii sursei datorită efectului unei lentile gravitaționale, cum ar fi inelul Einstein .

Lentilele gravitaționale pot acționa, de asemenea, la scară galactică sau asupra grupurilor de galaxii și au fost de asemenea detectate efecte de lentilă gravitațională atribuibile materiei întunecate din univers. [2]

Originea teoretică și primele observații

Simularea unui obiectiv gravitațional: lumina emisă de o galaxie din fundal este distorsionată atunci când o gaură neagră intră în prim-plan.

În 1913, Albert Einstein , în conținutul unei scurte pagini adresate lui George Hale , face ipoteza posibilității de a dovedi îndoirea radiației electromagnetice pe măsură ce traversează câmpurile gravitaționale, examinând lumina provenită de la stele fixe aparent situate în vecinătatea Soarelui. cantitatea calculată pentru unghiul razelor luminoase este de numai 0,84 "(secunde de arc); ulterior această măsură propusă a fost rectificată, de același autor, cu o cantitate echivalentă cu puțin peste dublul său: adică în 1, 75" [ 3] , cifră validată de sondajul astronomic efectuat după aproximativ șase ani de la trimiterea scrisorii menționate mai sus. În ea (desenată de Einstein) puteți vedea schița stilizată în care linia unei radiații, începută în punctul stâng al diagramei, se îndoaie lângă marginea unei circumferințe, discul solar și continuă de îndată ce declină spre punct opus. Probabil este prima diagramă expusă terților care ilustrează fenomenul tratat aici. [4]

Una dintre fotografiile lui Eddington ale eclipsei totale de soare din 29 mai 1919 , prezentată în 1920 în articolul care confirmă teoria relativității generale.

Prima observare a devierii razelor de lumină a constat în simpla măsurare a variației poziției stelelor datorită curburii spațiu-timp din jurul Soarelui. La 29 mai 1919, în timpul unei eclipse de soare , grupul condus de Arthur Eddington și Frank Watson Dyson a observat că lumina stelelor de lângă discul solar a fost ușor deviată, deoarece stelele au apărut în poziții deplasate comparativ cu cazul în care au fost observate de obicei, în conformitate cu teoria lui Einstein. [1] Eclipsa ne-a permis astfel să observăm în mod clar mișcarea stelelor, care altfel ar fi fost imposibil de detectat având în vedere luminozitatea intensă a Soarelui însuși.

Rezultatul experimentului a fost anunțat la 6 noiembrie 1919 la Londra înainte ca Royal Society și Royal Astronomical Society , adunate în conferința de presă pentru caracterul excepțional al evenimentului care a sancționat superioritatea teoriei relativității generale asupra mecanicii clasice. [5] Știrea a fost curând răspândită de ziarele din întreaga lume. [6] De fapt, deși teoria corpusculară a luminii, împreună cu legea gravitației universale a lui Newton, au prezis o abatere a razelor de lumină, [7] aceasta a fost doar jumătate din cea prevăzută de Einstein și observată de Arthur Eddington și Frank Watson Dyson . [5]

Microlentarea

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: microlentele gravitaționale .

Microlentele gravitaționale sunt un fenomen astronomic care provine din surse de lentile gravitaționale care au mase mai mici decât cele ale stelelor și galaxiilor, cum ar fi planetele gazoase. Microlentele gravitaționale produc doar o variație a luminozității aparente a unui corp ceresc în fundal, dar permit detectarea prezenței chiar și a corpurilor cerești mici, care nu emit lumină sau alte radiații electromagnetice.

Lentile gravitaționale din grupul de galaxii Abell 1689 ; efectele obiectivului sunt arcuri subțiri de lumină care sunt vizibile numai atunci când măriți această imagine.

Inelul Einstein

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: inelul lui Einstein .

Inelul Einstein se numără printre cele mai spectaculoase fenomene produse de lentilele gravitaționale. Apare atunci când sursa de lumină și corpul ceresc care acționează ca o lentilă gravitațională sunt plasate pe aceeași linie de vedere față de observator: în acest caz, ca o consecință a simetriei circulare a configurației optice, nu a mai multor imagini ale sursă, dar se observă un inel luminos centrat pe poziția pe cer a lentilei gravitaționale. Un inel complet apare dacă sursa primară de radiație este suficient de compactă pentru a apărea, în ceea ce privește corpul care își flectează razele, ca un punct luminos și la fel de compactă trebuie să fie forma lentilei, astfel încât fasciculul de radiație obținut în final să fie cat mai lin. În general, este dificil să se materializeze astfel de configurații și, prin urmare, în marea majoritate a cazurilor, apar mai degrabă decât inele reale, semi-arcuri sau dungi luminoase curbate.

Confirmări suplimentare

Predicțiile relativiste au fost supuse testului experimental atunci când inovația tehnologică, în anii treizeci, a permis utilizarea antenelor telescopice capabile să preia undele radio ale emițătorilor cerești care eclipsează ciclic în spatele Soarelui [8] . Din 1937, datorită lui Grote Reber , au fost disponibile prototipuri de radiotelescoape . De atunci, au fost efectuate experimente specifice care au inclus și studiul undelor emise special de sonde (cum ar fi Vikingul ) și a celor reflectate de planetele care trec în apropierea marginii solare, cum ar fi cercetarea propusă de I. Shapiro în 1964 (de asemenea, măsurarea întârzieri în recepția semnalelor datorate curbelor lor în câmpul gravitațional) în ale căror diagrame rezumative, cum ar fi cea referitoare la ecoul radar al lui Venus [9] (în diagrama cartesiană ordonata indică întârzierea în microsecunde și abscisa timpul în zile) un acord exhaustiv cu relatări predictive relativiste [10]

O confirmare suplimentară a teoriei a fost obținută în 1979 . De fapt, s-a descoperit existența a două quasare foarte apropiate una de alta și surprinzător de asemănătoare în ceea ce privește luminozitatea și spectrul . La început s-a avansat ipoteza că este vorba de un quasar binar , având în vedere observarea frecventă a obiectelor astronomice duble, cum ar fi stelele binare . Cu toate acestea, examinând spectrul său de lumină, s-a observat că lumina provenită de la presupusul quasar binar, în ciuda trecerii printr-un nor de gaz și praf, prezenta imagini practic identice. Această observație ar fi posibilă numai dacă aglomerarea gazoasă traversată de radiația luminii ar fi perfect omogenă în fiecare punct. Prin urmare, s-a ajuns la concluzia că erau două imagini ale aceluiași quasar: a fost prima observare directă a dublării imaginii unui obiect astronomic cauzată de un câmp gravitațional.

Acesta este quasarul dublu (clasificat ca QSO 0957 + 561 A / B), alcătuit din două imagini distanțate la șase secunde de arc . Observația a început în 1979 de către grupul de astronomi condus de D. Walsh, RF Carswell și RJ Weyman. Ulterior, în 1981, confirmarea definitivă a efectului lentilei gravitaționale a fost obținută cu identificarea galaxiei lentilei YGKOW G1, care anterior a rămas invizibilă datorită rezoluției optice mai mici a instrumentației [11] . Fezabilitatea acestei direcții de cercetare fusese relansată în 1937 de binecunoscutul astronom Fritz Zwicky , care la acea vreme a anunțat importanța galaxiilor ca motoare gravitaționale eficiente capabile să îndoiască semnificativ spațiul-timp. [12] [13]

Unul dintre evenimentele ulterioare, care confirmă acest efect, dar privește o altă categorie de corp ceresc, a avut loc în 1996 cu MACHO-96-BLG-5 .

Utilizări specifice lentilelor gravitaționale

Acest fenomen este exploatat pentru a studia cele mai îndepărtate zone ale universului sau pentru a identifica corpuri astronomice mai puțin evidente ( optica gravitațională ), cum ar fi proprietățile stelelor și quasarelor mai îndepărtate sau a altor obiecte mai mici sau obiecte ascunse de materia cosmică gazoasă.

Observând fenomenul, distanța față de un obiect poate fi măsurată mai precis. Știind că imaginile duble care ajung la noi călătoresc de-a lungul diferitelor lungimi, este posibil, prin evaluarea întârzierii cu care apare posibila lor variație a luminozității, să se obțină o estimare a distanței obiectului emitent (dacă are un caracter temporal și constant intrinsec variabilitate în funcție de natura și dinamica sa fizică, deja cunoscută de observator în obiecte analoage sau similare).

Această metodă a fost aplicată în mare măsură pentru a îmbunătăți și rafina factorul calculat pentru constanta Hubble și, prin urmare, rata de expansiune globală a universului; precum și pentru a înțelege distribuția generală a densității energiei (radiantă, cinetică , masa corpurilor solide) în regiunile cosmice apropiate de orizontul nostru de evenimente . Dacă variațiile radiative observate apar cu modul specific al modelelor în raport cu eșantioanele de referință ( variabile Cepheid , supernove din clasa Ia , rotații galactice pentru a raporta Tully-Fisher, stele super giganti roșii ...), cunoscând forma și concentrația care determină curbura câmpului gravitațional este posibilă deducerea empirică (prin spectroscopie ) a proprietății originale a radiațiilor emise, identificând astfel și viteza de plecare a corpurilor observate față de punctul de control terestru [14] .

Printre principalele grupuri enorme de galaxii cu calitățile lentilelor puternice, două sunt examinate în special: catalogate ca Abell-2218 și cealaltă Abell-1689 , ale căror distanțe estimate de la noi sunt de aproximativ 3 miliarde de ani lumină pentru unul și 2,2 miliarde de lumină -ani la celalalt. În acest din urmă caz, evaluând dinamica și intensitatea luminii deviate, cea mai mare parte a materiei sale este considerată întunecată (adică invizibilă pentru aparatele noastre receptive și artificiale) și periferică, deci în principal non-barionică [15] . Imaginile obiectelor astronomice din spatele lor și pe care ni le fac perceptibile datează de peste 10 miliarde de ani (în lumina timpului).

Notă

  1. ^ a b FW Dyson, Eddington, AS, Davidson, C., A Determination of the Devlection of Light by the Sun's Gravitational Field, from Observations Made at the Total Eclipse of 29 May 1919 , in Philosophical Transactions of the Royal Society A: Științe matematice, fizice și inginerești , vol. 220, 571-581, 1 ianuarie 1920, pp. 291–333, Bibcode : 1920RSPTA.220..291D , DOI : 10.1098 / rsta.1920.0009 .
  2. ^ William J. Kaufmann. Cosmologia „Noile frontiere ale astronomiei” și teoria generală a relativității. , Sansoni Editore, 1980 GC Sansoni Nuova SpA Florența, p. Cod poștal. 15. pp. 247-260.
  3. ^ Expresia finală a lui Einstein a fost Δφ = 4GMR / c 2 Rr : R indică raza geometrică a sferei solare și r distanța minimă a traiectoriei emisiilor stelare a cărei evaluare a abaterii de la centrul solar, rezultând astfel unghiul mic de deviația ΔΦ care a fost constatată (referință la „Einstein” -Le Scienze vol.nº6 anno2000).
  4. ^ Silvio Bergia. Einstein Albert: cuantele și relativitatea, un punct de cotitură în fizica teoretică . Monografia nr. 6 - supliment la Știința nr. 364, decembrie 1998.
  5. ^ A b (EN) Malcolm Longair, Bending space-time: a comment on Dyson, Eddington and Davidson (1920) „O determinare a devierii luminii de către câmpul gravitațional al Soarelui” , pe rsta.royalsocietypublishing.org. Adus la 18 martie 2018 .
  6. ^ ( DE ) Die Sonne bringt es an den Tag , pe redaktor.de . Adus la 18 martie 2018 .
  7. ^ ( DE ) Johann Georg von Soldner , Ueber die Ablenkung eines Lichtstrals von seiner geradlinigen Bewegung , în Astronomisches Jahrbuch für das Jahr 1804 , 1801, pp. 161-172.
  8. ^ Undele surselor radio sunt distinct recunoscute și sunt mult mai puțin confundate cu lumina soarelui decât lumina stelelor vizibile
  9. ^ referire la „Moștenirea einsteiniană” în volumul nr. 6 „Einstein” -Le Scienze- (anul 2000)
  10. ^ O expunere a seriei de astfel de experimente este citibilă în mod cuprinzător în cartea lui Martin Kornelius în „Einstein Light” publicată de „Deutscher Taschenbuch Verlag GmbH & CO.KG, Munchen în Germania și în Italia de„ MacroEdizioni ”în 2005 (și actualizată în 2007).
  11. ^ În cele din urmă a apărut o „mică pată pufoasă”: așa descrie M. Kornelius galaxia, mai strălucitoare decât clusterul său relativ, acționând ca o lentilă. Vezi Martin Kornelius op.cit.
  12. ^ Margherita Hack , cap. 10 , 1997.
  13. ^ Tullio Regge , cap. 36 , 1996.
  14. ^ Wendy L. Freedman, Rata de expansiune și dimensiunea universului , în Științele , ianuarie 1993.
  15. ^ N. DeGrasse Tyson, Goldsmith, D., Cap.10 , în Origini - paisprezece miliarde de ani de evoluție cosmică , LeScienze (inserare), 2009.

Bibliografie

  • William J. Kaufmann "Noile frontiere ale astronomiei" capitolele 5-8-12, Florența 1980.
  • N.Quien-R.Wehrse-C.Kindl „Lumina, gravitația și găurile negre” din 1995: vol.n.97 „Spațiu, timp și relativitate”, The Sciences- notebooks year 2000.
  • Margherita Hack, Universul din pragul anului 2000 , Rizzoli BUR supersaggi, 1997, ISBN 978-88-17-11664-0 .
  • Tullio Regge, Infinito , Milano, mondadori, 1996, ISBN 978-88-04-41874-0 .

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Controlul autorității Tesauro BNCF 7573 · LCCN (EN) sh86003129 · GND (DE) 4210687-4 · BNF (FR) cb12124900g (dată) · BNE (ES) XX5145759 (dată) · NDL (EN, JA) 00.57741 milioane