Gravitatsiooniläätsed ja pettepildid astronoomias

(astronoomiaringi ettekande kokkuvõte)

Erik Tago

Mis on gravitatsioonilääts?

Gravitatsioonilääts (GL) on mõiste, mida ei tuntud veel 10-15 aastat tagasi. Viimastel aastatel on GLi ridamisi avastatud. Sellest nähtusest on saanud "imerohi" mitmete kosmoloogiliste probleemide lahendamiseks.
Heal lapsel mitu nime: GL, gravitatsiooniline pikksilm, kosmoloogiline teleskoop.

Analoogia maistes nähtustes: miraazhid (terendused, kangastused, kiiresti muutuvad pettepildid - fatamorgaana). Võivad olla ülemised ja alumised miraazhid. Optiline atmosfäärinähtus, kus toimub kauge objekti kujutise moonutus, peegeldus ja/või murdumine soojade ja külmade õhukihtide piiril (kõrbemiraazh, meremiraazh). (Meremiraazh Eestis suvel - näiteks Vilsandi saare servad Saaremaalt kaldalt vaadatuna)

Gravitatsioonilise miraazi puhul kallutab valguskiirt massiivse keha (GLi) gravitatsiooniväli. GL võiks olla tegelikult väga üldine nähtus: selleks vaja vaid kiirgust ja ainet. Taevas peaks olema täis gravitatsioonilisi pettepilte, siiski on efekt tavaliselt väga väike.

GL-de avastamise ajalugu

A. Einstein esitas 1917. a. üldrelatiivsusteooria. Üldrelatiivsusteooria väidab, et mitte ainult kehad ei avalda vastastikku külgetõmmet, vaid ka valguskiir kaldub kõrvale kui ta möödub massiivsest kehast (Einsteini interpretatsioon : ainega täidetud ruum on kõver ja valguskiir järgib ruumi kõverust). Ühe eksperimentaalse tõestusena vaadeldakse valguskiire paindumist Päikese serva juures nendel taevakehadel, mis liiguvad Päikese serve taha. 1936. a. Einstein ennustab GLi olemasolu, kuid ei looda seda vaatlustest näha , efekt nii vaike. 1964.a. Norra astrofüüsik Sjur Refsdal tuletab valemid GLi jaoks. Aastakümneid oli GL vaid teoreetikute "mängumaa".

Esimene GL avastatud 1979. a. - kaksik-kvasar Suure Vankris (QSO 0957+561, avastajad Walsh jt. 1979). Seega on GL vaatlused saanud täisealiseks.

Einsteini "rist" (4-kordne kujutis + lääts-galaktika) avastati esmakordeselt 1985. a.

Uus vaatlusajastu - Hubble'i Kosmoseteleskoop (HST)

Suurepäraseid GL-de pilte on saadud HST-ga, segav atmosfäär puudub ja piltide lahutus on kõrge: 0.1 kaaresekundit. (hiljuti avastati 2 "Einsteini risti", vaatlused 100 väljal, kokku Kuu ketta suuruselt alalt, seega kogu taevas võib olla ligi pool miljonit GL, mis HST-ga vaadeldavad) (vt. HST_grav_lens.gif).

Kaared - miraazhid galaktikaparvede ümber avastati 1986. a. (prantslased). Praegu neid teada juba kümneid. Suurepärane näide on rikas galaktikate parv A2218.

Enam-vähem korralik Einsteini "ring" on leitud siiski vaid paari raadiogalaktika jaoks.

Millise kujuga on gravitatsioonilised miraazhid?

Et saada aru kuidas miraazh tekib, vaatleme vaga lihtsat juhtumit: Punktikujuline valgusallikas, masspunktist GL massiga M ja vaatleja ühel joonel (GLi optilisel teljel). Selle ideaalse juhtumi jaoks tuletas GL kujutise valemi S. Refsdal. Selleks kujutiseks on:

rõngas (Einsteini rõngas) nurkraadiusega:

Theeta = 2/c*sqrt(GMa/bc)
kaksik-kujutis, kui on GLi väike kõrvalekalle teljelt
4-kordne kujutis ("Einsteini rist", "ristikheinaleht"), kui GL pole sümmeetriline
kaared (Einsteini rõnga osad)
kaarekesed
mikroläätsed (miraazh pole tõelisest kujutisest lahutatud, toimub vaid heleduse võimendamine)

Et näha, kui väike on efekt, on tabelis esitatud Einsteini rõnga raadiused mõnedel tüüpilistel juhtudel:

------------------------------------------------------------------------------
GL mass                   GL kaugus                    Einsteini rõnga raadius
  (Päikese massi)           (a=b)                        (kaaresekundites)
------------------------------------------------------------------------------ 
 1     (täht)               10 kpc (Linnutee keskkoht)       0.0001 ''

10E+12 (galaktika )       1000 Mpc (1/10 Universumi          2 ''
                                         horisondist)
10E+14 (gal. parv )       1000 Mpc                          20 '' (1/100 Kuust)
-------------------------------------------------------------------------------

Praeguseks ajaks on koik need gravitatsioonilised pettekujutised vaatluslikult avastatud.

Mikroläätsed

Valguse painutamine väiksemate objektide (tähtede) poolt. Mitmikkujutised pole lahutataved, efekt väike, kuid valguse võimendamine kui eesolev GL läheb üle tähe. Saame uurida mis kujul on varjatud aine Galaktikas.

Mõned vaatlusprojektid:

MACHO --- massiivsed kompaktsed halo objektid. ("macho" on juba üldmoiste)
EROS --- tumedate objektide uurimise eksperiment (prantsuse)
DUO --- Disk Unseen Objects (prantsuse)
OGLE --- Poola + ? (Linnutee keskosa tähteda jälgimine)
AGAPE --- Andromeeda galaktika tähtede monitooring

MACHO --- Suur Magalhaesi Pilve, meie lahima naabergalaktika (korraparatu kujuga) tähtede patrullvaatlus (monitooring) mitme aasta jooksul. Seni mitu (~10) miljonit tähte uuritud mõne aasta jooksul. Avastatud mõni mikroläätse kandidaat.
EROS --- ligi 8 miljonit tahte 3 aasta jooksul, leitud 2 mikrofokuseerimist.

Leitud, et tume aine ei saa olla väga väikeste objektide kujul (näiteks asteroidide massiga). Tõenäoline, et on 0.1 - 1.0 Paikese massiga objektid. Seega: sündimata tähed (Jupiterid), surnud tähed ( jahtunud valged kääbused, neutontähed) voi kokkuvarisenud tähed (mustad augud).

Mis kasu on veel GL-dest?

Erinevalt maapealsetest miraazhidest on GL -id osutunud väga kasulikeks (mitme kosmoloogilise probleemi lahendused).

Üldrelatiivsusteooria t~oestus (Newtoni teoorias efekt 2 korda väiksem)
Hubble'i parameetri e. Universumi paisumiskiiruse määramine.

V = HR
Seni oli H suure veaga määratud 50-100 km/s*Mpc. Hiljutised tsefeiidide mõõtmised Virgo superparves Kosmoseteleskoobilt andsid H=80, see liiga suur, Universum tuleb liiga noor, vastuolu kerasparvede vanusega). GL-ide puhul hoopis teine põhimõte (pole vaja heleduse absoluutset mõõtmist teha). Mõõdetakse signaali hilinemist (DT) kahe erineva miraazh-kujutise jaoks. (kahe kiire erinev teekond)

H ~ 1/DT
Selleks vaja mõõta mingeid muutusi heleduses voi spektris. (ajanihkega heleduskõverad)
Praegu see meetod pole veel piisavalt täpne kuna vaja mitmeid aastaid muutuvaid kvasareid jälgida ja signaali hilinemist mõõta (Pelt jt 1994 analüüsivad esimese kaksik-kvasari heleduskõveraid) Arvatakse siiski, et GL-id annavad H < 70.
tumeda aine massi (galaktikate ja galaktikaparvede masside) määramine, sõltumatu meetod. Kogu mass võetakse arvesse sõltumata igasugustest eeldustest (nagu galaktikate pöörlemiskõverad ja parvemasside määramine dünaamikast, statsionaarsuse probleem) Enam-vähem klapib röntgen-vaatlustest saadud massiga (galaktikaparvede röntgengaasi temperatuurist).
musti auke endid saab gravitatsiooniliste miraazhide abil "läbi katsuda", millise massiga, kuidas jaotunud.

NB! Häda GL -dega: moonutavad kosmoloogiliste objektide heledusjaotust, osa varem letud kvasarid pole nii heledad kui varem arvatud (heleduse gravitatsiooniline võimendamine).

15. november 1995

Tähetorni ring 1995/96 | Tähetorni ring | Tartu Tähetorn | Tartu Tähetorni AstronoomiaRing