Гравитационное линзирование

Гравитационное линзирование представляет собой искривление световых лучей, проходящих вблизи массивных объектов, вследствие искривления пространства-времени, как это предсказывается общей теорией относительности. Эффект гравитационной линзы может проявляться в различных формах: от слабого смещения изображений до ярких дуг, колец Эйнштейна и кратных изображений удалённых источников. Гравитационное линзирование — один из важнейших инструментов современной астрофизики и космологии.

Геометрия линзирования и уравнение линзы

Гравитационное линзирование описывается с помощью уравнения линзы:

β⃗ = θ⃗ − α⃗(θ⃗),

где

  • β⃗ — истинное угловое положение источника,
  • θ⃗ — угловое положение изображения,
  • α⃗(θ⃗) — угловое отклонение луча света.

Параметрическое описание эффекта требует знания распределения массы линзы, а также расстояний между источником, линзой и наблюдателем: Dd, Ds, Dds — соответственно расстояния до линзы, до источника и между линзой и источником.

Сильное линзирование

Сильное гравитационное линзирование возникает в случаях, когда массивный объект (например, скопление галактик) находится почти на линии зрения между наблюдателем и далёким источником. Тогда возможны следующие феномены:

  • Кольцо Эйнштейна — идеальный случай симметричной конфигурации, при котором изображение источника искажено в виде полного кольца.
  • Множественные изображения — источник наблюдается сразу в нескольких местах неба, так как свет достигает наблюдателя по разным геодезическим.
  • Гравитационные дуги — сильно искажённые, вытянутые изображения фона.

Угловой радиус кольца Эйнштейна выражается через:

$$ \theta_E = \sqrt{\frac{4GM}{c^2} \cdot \frac{D_{ds}}{D_d D_s}}, $$

где M — масса линзирующего объекта в пределах радиуса Эйнштейна.

Эти эффекты дают возможность измерять массу линзы независимо от светимости, что особенно важно для изучения тёмной материи.

Слабое линзирование

Слабое линзирование — это статистическое искажение форм большого числа галактик фона под действием гравитационных потенциалов крупных структур (например, скоплений). Искажения малы (сдвиги порядка процентов), но при их усреднении по тысячам и миллионам объектов можно реконструировать карту распределения массы.

Ключевые наблюдаемые параметры:

  • Сдвиг эллиптичности фона,
  • Коэффициент сдвига g = γ/(1 − κ), где γ — комплексный сдвиг, а κ — конвергенция (усиление плотности потока).

Слабое линзирование — основной инструмент при построении карт распределения тёмной материи и изучении крупномасштабной структуры Вселенной.

Микролинзирование

Микролинзирование возникает, когда линзирующий объект (звезда, планета, чёрная дыра звёздной массы) не создаёт множественных изображений, но вызывает кратковременное увеличение яркости источника.

Основные характеристики события микролинзирования:

  • Временная шкала — от дней до месяцев,
  • Симметричная световая кривая,
  • Отсутствие хроматических эффектов (если нет эффекта блеска на поверхности источника).

Микролинзирование позволяет:

  • Детектировать тёмные компактные объекты (например, MACHO),
  • Открывать экзопланеты, когда планета выступает как вторичная линза,
  • Исследовать структуру звёздных атмосфёр по дифференциальному усилению света.

Космологическое значение гравитационного линзирования

Гравитационное линзирование играет ключевую роль в космологии. Оно позволяет:

  • Оценивать параметры ΛCDM-модели через статистику слабого линзирования,
  • Получать независимые оценки распределения тёмной материи,
  • Измерять массу скоплений галактик и выявлять отклонения от барионной массы,
  • Измерять временные задержки между изображениями при сильном линзировании квазаров — метод, чувствительный к постоянной Хаббла H0,
  • Исследовать эволюцию тёмной энергии по изменению линзирующих эффектов на больших красных смещениях.

Моделирование и инверсная задача линзирования

Для интерпретации наблюдений необходимо численно решать инверсную задачу линзирования — по наблюдаемым изображениям восстанавливать:

  • Профиль массы линзы (включая вклад тёмной материи),
  • Положение и форму источника.

Применяются:

  • Параметрические модели (например, сингулярная изотермическая сфера, профиль Наварро–Френка–Уайта),
  • Непараметрические методы (разбиение на пиксели с регуляризацией),
  • Байесовские подходы с использованием MCMC.

Особое внимание уделяется моделям линзирования в скоплениях галактик, где вклад отдельных галактик и диффузного тёмного гало необходимо учитывать совместно.

Линзирование фонового излучения

Гравитационное линзирование влияет и на реликтовое излучение (CMB). Фотоны CMB, проходящие через крупномасштабные структуры, испытывают слабое отклонение, что приводит к:

  • Размытой температурной и поляризационной картине,
  • Появлению вторичных анизотропий,
  • Смещению первичных угловых спектров,
  • Возникновению B-моды поляризации.

Эффекты линзирования на CMB позволяют:

  • Изучать распределение материи при z ∼ 1 − 5,
  • Отделять первичные и вторичные сигналы в поляризации,
  • Вносить поправки при поиске признаков инфляционной гравитационной волны.

Эволюция и перспективы исследований

С запуском телескопов нового поколения (LSST, Euclid, Roman Space Telescope) ожидается качественный скачок в исследованиях гравитационного линзирования. Разрешение, глубина, площадь покрытия неба позволят:

  • Охватить миллиарды галактик для статистики слабого линзирования,
  • Выявлять тысячи новых систем сильного линзирования,
  • Получать прецизионные ограничения на тёмную энергию, массу нейтрино, кривизну Вселенной,
  • Использовать линзирование для калибровки фотометрических красных смещений.

Гравитационное линзирование из вспомогательного инструмента стало центральным методом в космологии и астрофизике. Оно связывает наблюдаемое и ненаблюдаемое, свет и тьму, геометрию пространства и распределение массы, прошлое и настоящее Вселенной.

Оглавление