Lensa gravitasi adalah distribusi materi (misalnya, sekelompok galaksi) antara sumber cahaya yang jauh, yang mampu membelokkan pancaran dari satelit, melewati penampil, dan pengamat. Efek ini dikenal sebagai pelensaan gravitasi, dan jumlah pembengkokan adalah salah satu prediksi Albert Einstein dalam relativitas umum. Fisika klasik juga berbicara tentang pembelokan cahaya, tetapi itu hanya setengah dari apa yang dibicarakan oleh relativitas umum.
Pencipta
Meskipun Einstein membuat perhitungan yang tidak dipublikasikan mengenai hal ini pada tahun 1912, Orest Chwolson (1924) dan František Link (1936) umumnya dianggap sebagai orang pertama yang mengartikulasikan efek lensa gravitasi. Namun, ia masih lebih sering dikaitkan dengan Einstein, yang menerbitkan makalah pada tahun 1936.
Konfirmasi teori
Fritz Zwicky menyarankan pada tahun 1937 bahwa efek ini memungkinkan gugus galaksi bertindak sebagai lensa gravitasi. Baru pada tahun 1979, fenomena ini dikonfirmasi oleh pengamatan quasar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Deskripsi
Tidak seperti lensa optik, lensa gravitasi menghasilkan defleksi maksimum cahaya yang lewat paling dekat dengan pusatnya. Dan minimum yang memanjang lebih jauh. Oleh karena itu, lensa gravitasi tidak memiliki satu titik fokus, tetapi memiliki garis. Istilah ini dalam konteks pembelokan cahaya pertama kali digunakan oleh O. J. Mengajukan. Dia mencatat bahwa "tidak dapat diterima untuk mengatakan bahwa lensa gravitasi matahari bertindak dengan cara ini, karena bintang tidak memiliki panjang fokus."
Jika sumber, objek masif, dan pengamat terletak pada garis lurus, sumber cahaya akan muncul sebagai cincin di sekitar materi. Jika ada offset, hanya segmen yang bisa dilihat. Lensa gravitasi ini pertama kali disebutkan pada tahun 1924 di St. Petersburg oleh fisikawan Orest Khvolson dan secara kuantitatif dikerjakan oleh Albert Einstein pada tahun 1936. Umumnya disebut dalam literatur sebagai cincin Albert, karena yang pertama tidak berkaitan dengan aliran atau radius gambar.
Paling sering, ketika massa pelensaan kompleks (seperti sekelompok galaksi atau cluster) dan tidak menyebabkan distorsi bola ruang-waktu, sumbernya akan menyerupaibusur parsial tersebar di sekitar lensa. Pengamat kemudian dapat melihat beberapa gambar yang diubah ukurannya dari objek yang sama. Jumlah dan bentuknya bergantung pada posisi relatif, serta pada simulasi lensa gravitasi.
Tiga kelas
1. Lensa yang kuat.
Di mana ada distorsi yang mudah terlihat, seperti pembentukan cincin Einstein, busur dan banyak gambar.
2. Lensa lemah.
Di mana perubahan dalam sumber latar belakang jauh lebih kecil dan hanya dapat dideteksi dengan analisis statistik dari sejumlah besar objek untuk menemukan hanya beberapa persen data yang koheren. Lensa menunjukkan secara statistik bagaimana peregangan yang disukai dari bahan latar belakang tegak lurus terhadap arah menuju pusat. Dengan mengukur bentuk dan orientasi sejumlah besar galaksi jauh, lokasi mereka dapat dirata-ratakan untuk mengukur pergeseran medan pelensaan di wilayah mana pun. Ini, pada gilirannya, dapat digunakan untuk merekonstruksi distribusi massa: khususnya, pemisahan latar belakang materi gelap dapat direkonstruksi. Karena galaksi secara inheren berbentuk elips dan sinyal pelensaan gravitasi lemah kecil, sejumlah besar galaksi harus digunakan dalam studi ini. Data lensa yang lemah harus hati-hati menghindari sejumlah sumber bias penting: bentuk internal, kecenderungan fungsi penyebaran titik kamera untuk mendistorsi, dan kemampuan penglihatan atmosfer untuk mengubah gambar.
Hasil inistudi penting untuk mengevaluasi lensa gravitasi di ruang angkasa untuk lebih memahami dan meningkatkan model Lambda-CDM dan untuk memberikan pemeriksaan konsistensi pada pengamatan lain. Mereka juga dapat memberikan kendala masa depan yang penting pada energi gelap.
3. Lensa mikro.
Di mana tidak ada distorsi yang terlihat pada bentuk, tetapi jumlah cahaya yang diterima dari objek latar belakang berubah seiring waktu. Objek pelensaan dapat berupa bintang-bintang di Bima Sakti, dan sumber latar belakangnya adalah bola-bola di galaksi yang jauh atau, dalam kasus lain, quasar yang bahkan lebih jauh. Efeknya kecil, sehingga bahkan galaksi dengan massa lebih besar dari 100 miliar kali Matahari akan menghasilkan banyak gambar yang dipisahkan hanya beberapa detik busur. Gugus galaksi dapat menghasilkan pemisahan menit. Dalam kedua kasus, sumbernya cukup jauh, ratusan megaparsec dari alam semesta kita.
Waktu tunda
Lensa gravitasi bekerja sama pada semua jenis radiasi elektromagnetik, bukan hanya cahaya tampak. Efek lemah dipelajari baik untuk latar belakang gelombang mikro kosmik dan untuk studi galaksi. Lensa yang kuat juga diamati dalam mode radio dan sinar-X. Jika objek seperti itu menghasilkan banyak gambar, akan ada penundaan waktu relatif antara dua jalur. Artinya, pada satu lensa, deskripsi akan diamati lebih awal dari pada lensa lainnya.
Tiga jenis objek
1. Bintang, sisa-sisa, katai coklat danplanet.
Ketika sebuah objek di Bima Sakti melewati antara Bumi dan bintang yang jauh, objek tersebut akan memfokuskan dan mengintensifkan cahaya latar belakang. Beberapa peristiwa jenis ini telah diamati di Awan Magellan Besar, alam semesta kecil di dekat Bima Sakti.
2. Galaksi.
Planet masif juga dapat bertindak sebagai lensa gravitasi. Cahaya dari sumber di belakang alam semesta dibelokkan dan difokuskan untuk membuat gambar.
3. Gugus galaksi.
Sebuah objek besar dapat membuat gambar objek jauh yang terletak di belakangnya, biasanya dalam bentuk busur yang diregangkan - sebuah sektor dari cincin Einstein. Lensa gravitasi cluster memungkinkan untuk mengamati tokoh-tokoh yang terlalu jauh atau terlalu redup untuk dilihat. Dan karena melihat jarak jauh berarti melihat ke masa lalu, umat manusia memiliki akses ke informasi tentang alam semesta awal.
Lensa gravitasi matahari
Albert Einstein meramalkan pada tahun 1936 bahwa sinar cahaya dalam arah yang sama dengan tepi bintang utama akan bertemu ke fokus sekitar 542 AU. Jadi probe yang jauh (atau lebih) dari Matahari dapat menggunakannya sebagai lensa gravitasi untuk memperbesar objek jauh di sisi yang berlawanan. Lokasi probe dapat digeser sesuai kebutuhan untuk memilih target yang berbeda.
Penyelidik Drake
Jarak ini jauh melampaui kemajuan dan kemampuan peralatan wahana antariksa seperti Voyager 1, dan di luar planet yang diketahui, meskipun selama ribuan tahunSedna akan bergerak lebih jauh dalam orbitnya yang sangat elips. Keuntungan tinggi untuk mendeteksi sinyal yang berpotensi melalui lensa ini, seperti gelombang mikro pada garis hidrogen 21 cm, membuat Frank Drake berspekulasi pada hari-hari awal SETI bahwa penyelidikan dapat dikirim sejauh itu. SETISAIL multiguna dan kemudian FOCAL diusulkan oleh ESA pada tahun 1993.
Tapi seperti yang diharapkan, ini adalah tugas yang sulit. Jika probe melewati 542 AU, kemampuan pembesaran objektif akan terus beroperasi pada jarak yang lebih jauh, karena sinar yang menjadi fokus pada jarak yang lebih jauh bergerak lebih jauh dari distorsi korona matahari. Kritik terhadap konsep ini diberikan oleh Landis, yang membahas masalah seperti interferensi, perbesaran target tinggi yang akan mempersulit perancangan bidang fokus misi, dan analisis aberasi sferis lensa itu sendiri.
