Гравитационная фокусировка - свойство гравитирующего объекта отклонять проходящий мимо него поток частиц или излучения, собирая поток (фокусируя) и действуя наподобие оптической или электромагнитной линзы.
Солнце, двигаясь относительно разреженного межзвездного газа, фокусирует своим тяготением поток газа, собирая его вдоль луча, направленного в сторону, противоположную движению Солнца (рис. 1). Уплотнение потока газа вдоль луча фокусировки непосредственно наблюдается по его излучению в линии гелия ( = 584 нм) с помощью приборов, установленных на космических аппаратах.
При прохождении света вблизи гравитирующего тела его траектория искривляется, свет притягивается к телу (рис. 2). Для обычных тел угол отклонения  мал ( ) и выражается формулой
где b - прицельный параметр, m - масса тяготеющего тела. Как видно из рис. 3, лучи, вышедшие из светящейся точки И, огибают тело С и достигают наблюдателя Н. Если источник света протяженный, то наблюдатель увидит два сильно астигматичных изображения объекта. Тело С, которое своим тяготением искривляет поток лучей, получило название гравитационной линзы. Если гравитирующая масса линзы С не сосредоточена в центре объекта, а распределена по некоторому объему и лучи света могут свободно проходить через эту массу (такой случай реализуется для большей части объема галактик или скопления галактик), то траектории лучей будут более сложными. Как правило, наблюдатель сможет увидеть три изображения светящегося объекта (третий луч может проходить через центральную часть гравитационной линзы, почти не отклоняясь от своего пути).
 |
Рис. 2. Фокусировка массивным космическим телом C (Солнцем или звездой) набегающего потока частиц.
|
Уже обнаружено проявление 3 - 5 гравитационных линз. Например, открыта пара квазаров QSQ 0957+561 А, В, находящихся на угловом расстоянии 5.7" друг от друга, имеющих идентичные спектры с красным смещением Z = 1,41 и почти одинаковую яркость. Гравитационной линзой в этом случае является галактика (или скопление галактик), находящаяся на пути от квазара к Земле и создающая его двойное изображение.
 |
Рис. 3. Схематическое изображение гравитационной линзы. Массивное тело C, расположенное между источником излучения И и наблюдателем Н, искривляет лучи, и наблюдатель видит два изображения А и В источника.
|
Гравитационная фокусировка света своеобразно проявляется при его распространении в пространстве, заполненном прозрачной тяготеющей материей.
Тяготение материи, находящейся в конусе лучей, искривляет их, как схематически показано на рис. 4. Чем дальше объект, тем большая масса содержится в конусе лучей, тем сильнее отклонение. Это приводит к тому, что, начиная с некоторого расстояния во Вселенной, более далекий объект имеет уже не меньшие угловые размеры, а большие, чем такой же объект, расположенный ближе.
 |
Рис. 4. Эффект увеличения видимых угловых размеров a источника излучения И с ростом космологического расстояния до наблюдателя Н.
|
Известно, что кривые вращения, наблюдаемые у спиральных галактик, показывают, что у таких галактик должно быть гало из темного вещества. Считается, что масса гало должна быть в десять раз больше, чем масса видимых частей галактик. Природа темного вещества доподлинно не известна. Это могут быть взаимодействующие элементарные частицы или темные астрономические объекты типа коричневых карликов и черных дыр. Идентификация природы гало оказала бы сильное влияние на космологию и на теорию образования галактик.
Пачинский предполагал, что темные астрономические объекты в нашем Гало могут быть обнаружены при наблюдениях блеска отдельных звезд в Большом Магеллановом облаке (БМО). Все дело в гравитационном отклонении света: если массивный объект гало пройдет рядом с лучом зрения, направленным на звезду БМО, количество света, получаемого наблюдателем от этой звезды, увеличится. Увеличение является функцией от параметра удара, то есть минимального расстояния между лучом зрения и массивным дефлектором, при котором отклонение еще не происходит. Выражая увеличение через нормальный параметр удара
где RE - "радиус Эйнштейна" - функция массы дефлектора М, расстояния между наблюдателем и дефлектором Dd и расстояния между наблюдателем и звездой Ds :
Увеличение будет больше, чем на 0,3 звездные величины, если параметр удара будет меньше, чем радиус Эйнштейна дефлектора (u < 1).
Вероятность такого увеличения для данной звезды в любое заданное время равна вероятности того, что звезда будет находится в круге площадью  с центром в любом дефлекторе между нами и звездой. Поскольку  пропорционален массе дефлектора, а количество дефлекторов в гало обратно пропорционально их массам, то эта вероятность зависит только от массы всего темного вещества, расположенного вдоль луча зрения, и не зависит от масс индивидуальных дефлекторов. Эта вероятность оказывается по порядку величины равной скорости вращения галактики в квадрате, деленной на скорость света, то есть примерно 10-6. Более точные вычисления дают вероятность примерно 0,5*10-6 для увеличения более, чем на 0,3 звездной величины. Это число было получено в предположении, что сферическое изотермическое гало имеет массу 4*1011  и находится ближе к центру Галактики, чем БМО. Эта масса определяет кривую вращения для наблюдаемой скорости вращения Галактики 220 км/с.
Поскольку наблюдатель, звезда и дефлектор находятся в относительном движении, то длительность увеличения порядка RE / Vt , где Vt - относительная поперечная скорость дефлектора. При линзировании звезд в БМО объектами нашего гало эта относительная скорость приблизительно равна 200 км/с и наиболее вероятное время линзирования примерно составляет
 дней
(когда говорится "время линзирования", имеется в виду то время, в течение которого увеличение составляет более чем 0,3 звездной величины). Так как  пропорционально  , то количество случаев микролинзирования, фиксируемых за время наблюдения, обратно пропорционально . И чтобы наблюдать один случай с характерным временем t, произведение количества наблюдаемых звезд и времени наблюдения должно быть порядка 106 .
Это может быть достигнуто, если гало состоит из невидимых объектов с массой больше или порядка 10-7 массы Солнца, что соответствует характерному времени от нескольких месяцев до нескольких часов. Объекты с такой массой включают в себя водородные объекты, которые слишком легки, чтобы в них пошла термоядерная реакция (M < 0,07), но слишком тяжелы, чтобы водород улетучился из них в космос (M > 10-7). Для восприимчивости к увеличению на 0,3 звездной величины погрешность фотометрических измерений должна быть меньше 0,1 звездной величины. Переменные сами по себе звезды могут быть отсеяны, если требовать, чтобы кривые блеска были симметричными, ахроматичными и имели единственный экстремум (увеличение не может повторяться). Две группы начали проводить работы по получению требуемой чувствительности. Первая группа (это, в сотрудничестве, Ливермор-Беркли-(центр астрофизики частиц)-Маунт Стромло-Сан Диего-Санта Барбара) наблюдала БМО в Маунт Стромло, Австралия. Вторая группа называлась EROS (Experience de Recheche d'Objets Sombres) и начинала в 1990 году наблюдения БМО в обсерватории ESO в Ла Силле, Чили.
EROS состоит из двух программ. Первая предусматривала поиск дефлекторов с массой от 10-4 до 10-1, соответствующей короткому времени линзирования в пределах от 1 до 30 дней. Использовались пластинки Шмидта с изображениями БМО; это позволило изучить приблизительно 10 миллионов звезд за период в несколько лет. (Примерно половина этих звезд являются достаточно яркими, чтобы их можно было наблюдать достаточно точно для того, чтобы заметить изменение на 0,3 звездной величины.) Вторая программа предусматривала поиск дефлекторов с массой от 10-7 до 10-3, соответствующей времени линзирования от 1 до 3 дней. Для этого использовалась большая ССD-мозаика на специально для этого предназначенном телескопе, чтобы просматривать примерно 150 000 звезд каждые 20 минут. Первые положительные результаты данной программы уже достигнуты.
Мартынов Д.Я. Общая астрофизика. М.: Наука, 1974.
Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1984.
Физика космоса. Маленькая энциклопедия, 1986.
Назад
Написать комментарий
|
