Ғарыш және әлем. Әлемді гравитациялық линзалау әдісімен зерттеу
Реферат ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 5
Кіріспе ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 6
1. Геометриялық оптика
1.1. Геометриялық оптиканың заңдары ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 7
1.2. Оптикалық жұқа линза 7
1.3. Оптикалық жұқа линзада кескін тұрғызу 9
1.4. Геометриялық оптикада Ферманың қағидасы 11
1.4.1. Жарықтың шағылу заңы 13
1.4.2. Жарықтың сыну заңы 15
2. Әлемдегі гравитациялық линзалар 18
2.1. Гравитациялық линзаның ашылу тарихы 18
2.1.1. Жарық сәулесінің ауытқуы қалай тартылады 18
2.1.2. Гравитациялық линзаны іздеу 22
2.1.3.Гравитациялық линзаны қолдану 24
2.1.4.Гравитациялық линзаның ашылуы 25
2.2. Ауырлық өрісіндегі жарықтың қозғалуы 29
2.3. Гравитациялық линзаны бақылау 32
2.4. Гравитациялық линзаның үлгілері 40
2.5. Гравитациялық линзаның теңдеулері 49
3. Қараңғы материя гравитациялық линза сияқты 52
3.1. Қараңғы материяның феномені 52
3.1.1. Әлемдегі қараңғы материя және қараңғы энергия 53
3.1.2. Кеңейтілетін Әлем 54
3.1.3. Өткен (бұрынғы) Әлем 56
3.1.4. Қазіргі Әлемнің энергия балансы 59
3.1.5. Қараңғы материя 60
3.1.6. Қараңғы энергия 64
3.2. Галактиканың морфологиялық құрылымы 65
3.2.2. Галактиканың морфологиялық жіктелуі 65
3.2.1. Галактиканың құрылымы 67
3.3. Қараңғы материя галосының сфералық . симметриялық үлгілері 71
3.4. Галактиканың қараңғы материя галосының гравитациялық өрістеріндегі жарық сәулелерінің ауытқуы 74
Қорытынды 76
Пайдаланған әдебиеттер тізімі 77
Қосымша «Гравитациялық линзалардың фотосуреттері» 85
Кіріспе ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... 6
1. Геометриялық оптика
1.1. Геометриялық оптиканың заңдары ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... . 7
1.2. Оптикалық жұқа линза 7
1.3. Оптикалық жұқа линзада кескін тұрғызу 9
1.4. Геометриялық оптикада Ферманың қағидасы 11
1.4.1. Жарықтың шағылу заңы 13
1.4.2. Жарықтың сыну заңы 15
2. Әлемдегі гравитациялық линзалар 18
2.1. Гравитациялық линзаның ашылу тарихы 18
2.1.1. Жарық сәулесінің ауытқуы қалай тартылады 18
2.1.2. Гравитациялық линзаны іздеу 22
2.1.3.Гравитациялық линзаны қолдану 24
2.1.4.Гравитациялық линзаның ашылуы 25
2.2. Ауырлық өрісіндегі жарықтың қозғалуы 29
2.3. Гравитациялық линзаны бақылау 32
2.4. Гравитациялық линзаның үлгілері 40
2.5. Гравитациялық линзаның теңдеулері 49
3. Қараңғы материя гравитациялық линза сияқты 52
3.1. Қараңғы материяның феномені 52
3.1.1. Әлемдегі қараңғы материя және қараңғы энергия 53
3.1.2. Кеңейтілетін Әлем 54
3.1.3. Өткен (бұрынғы) Әлем 56
3.1.4. Қазіргі Әлемнің энергия балансы 59
3.1.5. Қараңғы материя 60
3.1.6. Қараңғы энергия 64
3.2. Галактиканың морфологиялық құрылымы 65
3.2.2. Галактиканың морфологиялық жіктелуі 65
3.2.1. Галактиканың құрылымы 67
3.3. Қараңғы материя галосының сфералық . симметриялық үлгілері 71
3.4. Галактиканың қараңғы материя галосының гравитациялық өрістеріндегі жарық сәулелерінің ауытқуы 74
Қорытынды 76
Пайдаланған әдебиеттер тізімі 77
Қосымша «Гравитациялық линзалардың фотосуреттері» 85
Ғарышнама бұл – Әлем эволюциясы және құрылым жөніндегі ғылым. Қазіргі заманғы ғарышнамада көкейкесті және маңызды мәселелердің бірі – қараңғы материя мен қараңғы энергияның физикалық интерпретациясы болып табылады. Бұл феномендерді түсіну – ғарыштық бариондық материя – галактикалар, жұлдызды тұмандық және шағылысудың әсерін оқытуға негізделеді.
Қараңғы энергия өрістерінде жарық сәулесінің қасиеттері (гравитацилық микролинзалау) сәулеленудің әрекетін зерттеу (спектрлі талдау) және оларды оқытудың тиімді әдістерінің бірі – қараңғы материя болып табылады.
Бұл дипломдық жұмыс гравитациялық линзалаудың детальді талдауына арналған
Ол кіріспеден, 13 параграфтан тұратын 3 бөлімнен, қорытындыдан, пайдаланылған әдебиеттер тізімінен және гравитациялық линзалардың суреттері келтірілген қосымшалардан тұрады. Дипломдық жұмыстың жалпы көлемі 85 беттен тұрады.
Қараңғы энергия өрістерінде жарық сәулесінің қасиеттері (гравитацилық микролинзалау) сәулеленудің әрекетін зерттеу (спектрлі талдау) және оларды оқытудың тиімді әдістерінің бірі – қараңғы материя болып табылады.
Бұл дипломдық жұмыс гравитациялық линзалаудың детальді талдауына арналған
Ол кіріспеден, 13 параграфтан тұратын 3 бөлімнен, қорытындыдан, пайдаланылған әдебиеттер тізімінен және гравитациялық линзалардың суреттері келтірілген қосымшалардан тұрады. Дипломдық жұмыстың жалпы көлемі 85 беттен тұрады.
Қазақстан Республикасы білім және ғылым министрлігі
Әл - Фараби атындағы қазақ ұлттық университеті
Монтаева А.А.
ҒАРЫШ ЖӘНЕ ӘЛЕМ. ӘЛЕМДІ ГРАВИТАЦИЯЛЫҚ ЛИНЗАЛАУ ӘДІСІІМЕН ЗЕРТТЕУ.
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
Мамандық 050611 - "астрономия"
Алматы, 2012
Қазақстан Республикасы білім және ғылым министрлігі
Әл - Фараби атындағы қазақ ұлттық университеті
"Қорғауға жіберілді "
___________кафедра меңгерушісі ____________Приходько О.Ю.
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
Тақырыбы:
" ҒАРЫШ ЖӘНЕ ӘЛЕМ. ӘЛЕМДІ ГРАВИТАЦИЯЛЫҚ ЛИНЗАЛАУ ӘДІСІІМЕН ЗЕРТТЕУ "
050611-"Астрономия" мамандығы бойынша
Орындаған Монтаева А.А.
Ғылыми жетекші
ф. - м. ғ.д., профессор Чечин Л.М.
Нормобақылаушы Тлеубаева И.С.
Алматы, 2012
Реферат
Жұмыс 85 беттен тұратын көлемде орындалды. Ол кіріспеден, 3 бөлімнен, қорытындыдан, және 15 атауы кіргізілген пайдаланылған әдебиеттер тізімінен тұрады.
Бет саны 85
Суреттер саны 41
Пайдаланылған әдебиеттер саны 15
Негізгі ұғымдар: гравитациялық линза, геометриялық оптика, оптикалық линза, қараңғы материя, қараңғы энергия, Әлем, Галактиканың құрылымы, Галактиканың морфологиялық жіктелуі, сфералық - симметриялы гравитациялық өріс.
Қараңғы энергия өрістерінде жарық сәулесінің қасиеттері (гравитацилық микролинзалау) сәулеленудің әрекетін зерттеу (спектрлі талдау) және оларды оқытудың тиімді әдістерінің бірі - қараңғы материя болып табылады. Егер спектрлі талдау бариондық материяны зерттеудің бұрыннан құралған әдісі болса, онда гравитациялық линзалау Әлемнің құрылуын зерттеудің жаңа тиімді тәсілі болып табылады. Осы дипломдық жұмыстың мақсаты болып гравитациялық линзалануды детальді талдау әдісі болып табылады. Зерттеу әдістері - тензорлық талдау, гравитациялық линзалау әдісі, жақындау әдісі. Диплом жұмысына пайдаланылған нәтижелер геометриялық оптиканың заңдары, тарту өрісінде жарықтың қозғалысы, Галактиканың морфологиялық құрылымы, вакуумдағы Әлем болып табылады. Жұмыстың жаңалығы қараңғы материя гравитациялық өрісінде жарық сәулесінің ауытқу бұрышын есептеу болып табылады. Бұл Наварро - Френк - Уайт, Баркет және басқалармен құрастырылған. Бұл бұрыштардың 0.00001" қатарда екені көрсетілген. Қазіргі заманғы нақты бұрыштардың өлшемі 0.001" 0.0001" құрағанымен,қараңғы материяның тығыздығын және есептелген бұрыштардың тікелей өлшенетініне үмітіміз бар.
Мазмұны
Реферат ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
5
Кіріспе ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
6
1. Геометриялық оптика
1.1. Геометриялық оптиканың заңдары ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .
7
1.2. Оптикалық жұқа линза
7
1.3. Оптикалық жұқа линзада кескін тұрғызу
9
1.4. Геометриялық оптикада Ферманың қағидасы
11
1.4.1. Жарықтың шағылу заңы
13
1.4.2. Жарықтың сыну заңы
15
2. Әлемдегі гравитациялық линзалар
18
2.1. Гравитациялық линзаның ашылу тарихы
18
2.1.1. Жарық сәулесінің ауытқуы қалай тартылады
18
2.1.2. Гравитациялық линзаны іздеу
22
2.1.3.Гравитациялық линзаны қолдану
24
2.1.4.Гравитациялық линзаның ашылуы
25
2.2. Ауырлық өрісіндегі жарықтың қозғалуы
29
2.3. Гравитациялық линзаны бақылау
32
2.4. Гравитациялық линзаның үлгілері
40
2.5. Гравитациялық линзаның теңдеулері
49
3. Қараңғы материя гравитациялық линза сияқты
52
3.1. Қараңғы материяның феномені
52
3.1.1. Әлемдегі қараңғы материя және қараңғы энергия
53
3.1.2. Кеңейтілетін Әлем
54
3.1.3. Өткен (бұрынғы) Әлем
56
3.1.4. Қазіргі Әлемнің энергия балансы
59
3.1.5. Қараңғы материя
60
3.1.6. Қараңғы энергия
64
3.2. Галактиканың морфологиялық құрылымы
65
3.2.2. Галактиканың морфологиялық жіктелуі
65
3.2.1. Галактиканың құрылымы
67
3.3. Қараңғы материя галосының сфералық - симметриялық үлгілері
71
3.4. Галактиканың қараңғы материя галосының гравитациялық өрістеріндегі жарық сәулелерінің ауытқуы
74
Қорытынды
76
Пайдаланған әдебиеттер тізімі
77
Қосымша Гравитациялық линзалардың фотосуреттері
85
Кіріспе
Ғарышнама бұл - Әлем эволюциясы және құрылым жөніндегі ғылым. Қазіргі заманғы ғарышнамада көкейкесті және маңызды мәселелердің бірі - қараңғы материя мен қараңғы энергияның физикалық интерпретациясы болып табылады. Бұл феномендерді түсіну - ғарыштық бариондық материя - галактикалар, жұлдызды тұмандық және шағылысудың әсерін оқытуға негізделеді.
Қараңғы энергия өрістерінде жарық сәулесінің қасиеттері (гравитацилық микролинзалау) сәулеленудің әрекетін зерттеу (спектрлі талдау) және оларды оқытудың тиімді әдістерінің бірі - қараңғы материя болып табылады.
Бұл дипломдық жұмыс гравитациялық линзалаудың детальді талдауына арналған
Ол кіріспеден, 13 параграфтан тұратын 3 бөлімнен, қорытындыдан, пайдаланылған әдебиеттер тізімінен және гравитациялық линзалардың суреттері келтірілген қосымшалардан тұрады. Дипломдық жұмыстың жалпы көлемі 85 беттен тұрады.
Бірінші бөлімде геометриялық оптика геометриялық оптиканың негізгі заңдары (жарықтың шағылуы, сынуы, Ферманың қағидаттары) енгізілген.
Екінші бөлімде Әлемдегі гравитацялық линзалау гравитациялық өрістерде жарық сәулесінің таралу теориясы қысқаша баяндалған, гравитациялық линзалардың кейбір үлгілері және гравитациялық микролинзалаудың теңдеуі келтірілген.
Соңында үшінші бөлімде қараңғы материя гравитациялық линзалау сияқты қараңғы материя жайында, және Галактиканың қараңғы материясы жарық сәулесінің ауытқуы көрсетілген. Қараңғы материя гравитациялық өрісінде жарық сәулесінің ауытқу бұрышын есептедік. Бұл Наварро - Френк - Уайт, Баркет және басқалармен құрастырылған. Бұл бұрыштардың 0.00001" қатарда екені құрастырылған. Қазіргі заманғы нақты бұрыштардың өлшемі 0.001" 0.0001" құрағанымен қараңғы материяның тығыздығын және есептелген бұрыштардың тікелей өлшенетініне үмітіміз бар.
Дипломдық жұмыстың қорытындысы соңғы бөлімде қысқаша айтылып өткен.
Энштейн теориясына физиктер калай қарайтынын кім біледі, егер, арнайы салыстырмалы теориясы тұтылуды бақылауы жоққа шығарылумен аяқталса. Ал жалпы теорияны алдын ала айту, Эддингтон және Дайсон еңбектерінде керемет дәлелденді, 1919 жылы күн тұтылуын бақылау кезінде және релятивисті физикиканың зор жеңісі болып саналады.
Массивті дене жарықты ауытқыта алатынына көз жеткізген соң ғалымдар бұл әрекеттерді ғылым пайдасына қалай іске асыруды ойлана бастады гравитациялық линза термині осылайша пайда болды, кәдімгі әйнек линзаға ұқсастығы, сонымен қатар бұл жерде ауытқыған жарық толығымен айқын.
Алғашқылардың бірі болып бұл жерде петрограттық Орест Данилович Хвольсон болды. 1924 жылы ол қысқа жалған қос жұлдыз жайында мақала жариялады. Ол мақаласында жарық көзімен линза обьектісі және жер бақылауларының айтарлықтай үлкен қашықтығында алыс көздің кескіндерінің араласуын ғана емес линзасыз болмайтынын жазды.(13 сурет қарау). Ауытқу бұрышы линзаға жақындағанда үлкейетіндіктен, екінші көріну суретте көрсетілгендей әрқашан қарама - қарсы жақта пайда болады, тек ол линзаның өзінің мөлдір емес денесімен жабылмаса болды.(мысалы, Күнмен жұлдыздар жарығы ауытқу жағдайында). Хвольсон дұрыс байқағандай, көзге және линзаға бағыттың тамаша түсуінде бақылаушы линза маңайында жарқыраған сақинаны көреді.
14сурет. Галактика
Галактиканың гравитациясы кескіндегі объектіні сақинаға айналдырады
Бұған Эйнштейн - Хвольсон сақинасы мысал . Бұл жерде линза ретіндеден, көз ретіндеде алыс галактикалар шығады. Кескін ортасында көрінетін Галактика-линза, галактика - көз бағытына жақын жерде оның гравитациясы кескіні сақинаға айналады. Объект 1938+66 гравитациялық линзаларды іздеу нәтижесінде радиотелескоп көмегімен ашылды, ол Айдаһар шоқжұлдызында. Линси Кинг және оның қызметтестері Хаббл атындағы ғарыштық телескоп жақын инфрақызыл камера көмегімен осы кескінді алды.
1936 жылы Эйнштейн осындай сақинаның радиусын есептеді, қазір оны Эйнштейн сақинасы деп атайды, тек педанттарда Эйнштейн-Хвольсон формировкасын кездестіруге болады. (дегенмен, 1912 жылы жазылған Эйнштейіннің жарияланбаған жазбаларында бұл көріністер жайында ойланғаны байқалады).Таң қарарлық, XX ғасыр соңында бұндай сақиналар шынымен табылған көз және линза ретінде бақыланып отырған жүйелерде жұлдыздар емес ірі галактикалар алынады.
Эйнштейн компонеттердің бөлшектенуін есептеді қос жалған, жұлдыздық массаларға және жұлдызаралық қашықтыққа тән. Ол өте үлкен болмады - бұрыштық секунттың мыңнан бірі. Осыдан Эйнштейн шын мәнінде толығымен негізделген линзаның эффектін бақылау шансы зор еместігін қортындылады. Дегенмен ұлы физик ол эффекті емес, ол орыннан емес іздеуді ұсынды.
2.1.2 Гравитациялық линзаларды іздеу
Эйнштейн мақаласынан кейін америка астрономы, швейцарлық Франц Цвикки гравитациялық линзаларды басқа жерден іздеу керек екендігін ойлап тапты. Цвикки галактикаларды және олардың жиналуын зерттеумен айналысты. Ол кезде бұл өте жас ғылым еді, аспанда бақыланатын кейбір тұмандықтың шын мәнінде үлкен қашықтықта екендігін Хабблдың дәлелдей алғанына жиырма жылда өткен жоқ. Олар жұлдыздардың өте көп санынан тұрады және жиі өз масштабымен жалғыз галактиканы басып алады. Бұл Млечный Путь -Хаббла еңбегіне дейін белгілі. (немесе Галактиканы - осылай улкен әріппен жазады, грекше атаумен Млечный Путь, басқа да көптеген галактикалардан ажырату үшін).
Цвикки Эйнштейн формуласын қолдана отырып галактикада болатын кескіндердің бөлшектенуі доғаның бірнеше секундын құрайды деген шешімге келді. Мұндай қашықтықтар қазіргі заманғы Цвикки телескопының толығымен күшіне сәйкес еді.Тұтылуды күтудің қажеті жоқ: алыс галактикалар онша жарық емес. Дегенмен галактикалар - жұлдыздарға қарағанда тығыз объектілер, олардың массасы Кун массасынан он, жуз миллиард есе басым болсада, олардың көлемі Күннен триллион есе үлкен. Сондықтан көз линза бағытына неғұрлым жақын орналасуы керек, олай болмаған жағдайда кескінді линза өзі жауып қалатын еді. Цвикки гравитациялық линзалар бақылауының ықтималдығын есептеді, оның қорытындысы бүгінді есептерге қарағанда шамалы оптимистірек: Цвикки бағасы бойынша, әрбір төртінші алыс галактикалардың кескіні бөлшектенеді.
Біздің уақытымызда бір көз кескінінің бірнеше компонентке бөлінуі қатты линзалану деп аталады, қатты линзалану объектісі микролинзалану және әлсіз линзалануға қарағанда қатты линзаландырылған деп айтады. Қатты линзаландыруды табудың қиындығы, шыныменде бір - біріне жақын галактикалар тобынан гравитациялық линзалар эффектін бөлу ( соңғысы белгілі болғандай астронамдар айтқандай топқа жиналу жамырау немесе кластерлену үрдісінде) Бұл екі жағдайды ажырату оңай емес. Біріншіден, нағыз алыс объектілер жұлдызды аспан терең суреттерінде кішкентай дақ сияқты көрінеді. Әрең көрінетін дақты екіншісімен салыстыру, бұдан алысқа баратын шешім - аса мағынасына жеткен іс емес. Екіншіден, нақты көшірмесінен бір кескін екіншісінен үлкен немесе кіші болатындығын күту де болмайды: ғарыштық линзалар өте жетілмеген, заттардың таралуы симметриялықтан өте алыс, себебі бір объектінің кескіні әртүрлі таралуы оригиналғада бір - біріне ұқсамайды.
15 - сурет. Қос квазар QSO0957+561 және екі компоненттің спектірі
Қос квазар QSO0957+561 - бірінші қос кескін 1979 жылы Вольш, Карсвелл және Вейманн ашқан. Сол жақтағы суретте Хаббл атындағы ғарыштық телескоп көмегімен алынған, екі жарық жұлдызға ұқсаған объект көрінеді, араларында сарғыштау аса ашық емес таңба бар. Бұл таңба галактика линзасы осы. Екі кескінде түстердің ұқсастығы квазар астрономдары олардың сәуленену спектралды құрамын нақты суреттейді. Оң жақтағы графикте Хаббл телескобының көмегімен Андреас Михалициано және әріптестері алған екі компоненттің спектрі келтірілген. Спектрлердің бірдей екендігі көрінеді. Кішкене айырмашылықтары спектр компонентері жарық өтетін галактика линза спектріне жүктелетіндігінен. Бір обьектінің кескіндірін алып атырғанына сенімді болу үшін әдетте астрономдар оның спектрін алады. Спектр - яғни обьектінің қарқынды сәулеленуі жарық толқынының ұзындығына байланысты - жұлдыздар мен галактиканың қол іздері деп бекер атамайды. Спектр бойынша көптеген галактикалық сипаттамаларды анықтауға болады, бірақ ен бастысы - алыс галактикаларға дейін қашықтық, олардың химиялық құрамы және өз орбитасы бойынша галактикалар құрған жұлдыздардың айналу жылдамдығы. Бұлардың бәрі спектрларды айтарлықтай дәрежеде дербес етеді. Алайда жәй кескінге қарағанда әлсіз көздің спектрін алу қиынырақ - бұл жеткілікті жарықты жинау ғана емес, шум деңгейінде объектіні бөлектеу үшін қызықтырып отырған әрбір толқын ұзындығы үшін жасау керек. Кескіндерді алуға қарағанда бұған уақыттың анағұрлым көп кететіндігі таң қалдырмайды, ал бұл уақытта шумдардың өздеріде артады.
2.1.3.Гравитациялық линзаланудың қолданылуы
Бұл қиындықтардың барлығы гравитациялық линзаланудың ашылуының тағы елу жылға кейінге қалуына алып келді,бұл эффект ешқандай практикалық пайдасы жоқ салыстырмалы теорияның қызықты ізі ретінде қаралды.
60- жылдары жас норвег астрономы Сюр Рефсдал гравитациялық линзаланудың өте маңызды жұмысын тапты. Цвиккида, Рефсдалда линза ретінде алыс Галактика қолданған жағдайды қарады. Бірақта Рефсдалда жарық көзі ретінде оданда алысырақ Галактика шығады, ал көрінетін Әлемнің шекарасында тұтанған - массивті жұлдыздың жарық өмірінің соңғы салюті, кішкентай обьектіге айналар алдында қара тесікке немесе нейтронды жұлдызға айналатын өзінің сыртқы қабаттарын лақтырады. Тұтану кезінде алғашқы бірнеше күнінде оның ата - аналық галактикасы сияқты жұлдыз жарық жарқырайды, бірақ солай бола тұра галактикалар кескінін ұсынушы жарық анық емес барлық дақтарда емес, сондықтан оны фиксирлеу оңайырақ. Галактиканың екі еселенген кескінін бақылаған астрономдар тұтану кезінде нені көреді? Жауап аса қу емес - әрбір кескінде бір жұлдыздан тұтанады, бір - бірінің нақты көшірмесі болады. Алайда Рефсдал бір нәрсені түсінді: әрбір кескінде пайда болатын жарық сәулесі әр жолда өтеді, сондықтан әртүрлі кескіндердің арасында кідіріс байқалады: әуелі бөлшектенген кескіннің компонентері тұтанады сосын басқасында қанша болсада барлық кескін бойынша тұтанады. Сондада уақытша кідіріс бір жағынан геометриялық жүйенің жол ұзындығынан анықтадады, ал екінші жағынан - астрономиялық тәсілмен өлшенуі мүмкін: бүгінгі күнге дейін - физикада анағұрлам нақтырық өлшенген шама. Сәйкесінше, астрономдар қолына геометриялық өлшемдер өлшемі бірегей зат түсті. Тәсілдің практикалық қолданысын қиындатқан көп мәселелері шықты, олардың сәтті ұзаруы маңызды параметрді өлшеуге мүмкіндік береді - тұрақты Хаббл. Ол Әлемнің кеңейу жылдамдығын, оның геометрикалық өлшемдерін, ең бастысы жасын анықтайды.
Рефсдал тұтану жайында айтты, бірақ мұндай тұтанулар жиі болмайды - әрбір галактикада жүз жылда бір тұтанады. Осы уақытта линзаны ұстау мүмкіндігі көп емес, егер біз көптеген линзаларды үнемі бақыламасақ. Дегенмен істе көзден тек қана өзінің жарығын өзгерту ғана талап етілді, әр түрлі компоненттер кескінін өлшеуі ұқсас келгенде уақытша жылжуды анықтау үшін. Мұндай көздер Рефсдал еңбегінен бір жыл бұрын, 1963 жылы табылды. Бұл квазарлар - кішкентай, бірақ жарық қара жырық миллиардқа дейін Күн массасы салынған галактикалық ядро. Жұлдыздарды жара және заттарды жұта қара жырық квазарды жарық болуға мәжбүрлейді, бақыланатын Әлемнің ең шетінде оларды бақылауға мүмкіндік береді.Сондада қара жырықтың режимі тұрақты емес, жылтыраудан квазар тез әрі жиі өзгереді. Өшірілуі және жарығы квазарларды гравитациялық линзалар үшін жарық көзі басты кандидаты етті, ал жылтарау ауыспалы - өлшеу үшін жақсы құрал тұрақты Хабблды Рефсдал тәсілімен есептеу үшін жақсы құрал.
2.1.4. Гравитациялық линзалардың ашылуы
1979 жылы алғашқы линза табылды. Үш америка астрономдары - Денис Вольш, Боб Карсвелл и Рэй Вейманн - қос квазар кездейсоқ тапты. Олар тез арада QSO0957+561 атауын алғашқы квазардың қосарланған кескінін көрсетеді; линза сияқты әрекет ететін галактиканы да тапты. Алты жылдан кейін Хучра және оның әріптестері ең белгілі объект - квазар төрт кескіні QSO2237+0305, немесе Эйнштейн кресті. Осы крестке ары қарай айтылатын маңызды эффект микролинзаландыру.
16 -сурет. Эйнштейн кресті
Алыс квазардың төрт түсіру компоненті QSO2237+0305 - Эйнштейн кресті. Қазіргі уақытта квазар бізден 8 миллиар жарық жыл орналасқан - осы түсіруде жақсы көрінетін галактика линзаға қарағанда 20 есе арырақ. Жүйе өте симметриялы сондықтан әртүрлі түсірулер арасындағы уақытша кідіру небәрі бірнеше сағатты құрайды. Соңғы түсірулер арасындағы квазар объект - бұл галактикалар ядросы, оның спектрі квазарлар спектрлеріне мүлдем ұқсамайды. Бұл түсіруді Джеймс Роудс 3,5-метрлі АҚШ Китт-Пик тауындағы телескоп арқылы алған.
Келесі ғасырдың төрттен бірінен артық уақытта астрономдар бір қарағанда идеялардың практикалық іске асырылуы қандай қиын болатындығына көз жеткізді. Осы жағдайда бұл жалпы тұжырым Рефсдал бойынша тұрақты Хаббл өлшеу әдісіне қатысты.
Біз түсірулер арасындағы кідіріс жол ұзындығымен анықталатынын айтқанда, аздап алдадық. Шын мәнінде арнайы салыстырмалы теория жағдайында ғана солай болатын еді. Бұл жағдайда жарық сәулесінің ауытқуы линзаға жақын өтетінін ескерсек, үштікті оңай шешуге болады және түсірудің бақыланып отырған қалпынан олардың бір - бірінен бөлініп шығу арқылы ұзақ жолын табуға болады. Алынған кідіріс геометриялық атауда және тұрақты Хабблды тұтынады. Алайда бұл жерде іске гравитацияның шын мәніндегі теориясы бұл жалпы салыстырмалы теория деген факт тағы да араласады ( қалай болғандада қазіргі мәліметтермен шындыққа жақын). ОТО да гравитация бөлшектердің қозғалыс траекториясын ғана анықтап қоймайды, сонымен қатар, жарықты сол және басқа жерде сағат жүрісінің темпін де анықтайды. Тартылатын орталыққа жақын уақыт ақырын жүреді, әрі кішкене тезірек. Сондықтан, линзадан әртүрлі қашықтықта өткен жарық сәулесі кеңістік аумағынан әртүрлі сағат жүрісінің темпімен өтеді және әртүрлі кідіреді. Бұл кідірістің екінші уақыты, ол потенциалды деп аталады және бақылаудан алынған жалпы кідірісті алу үшін оны геометриялыққа қосу керек. Сәйкесінше, тұрақты Хабблдан тәуелді геометриялық бөлігін алу үшін бақыланып отырған мәліметтетден потенциялды кідірісті дұрыс есептеу керек. Міне проблема осында. Потенциялды бөлімін есептеу үшін линзада массаның таралуын білу қажет, бақылаулардың тура екендігін анықтау. Астрономдар түсірудің әрбір компонентін, оның өлшемін, формасын, жарықтығын жағдайын анық алдын ала айта алатын линза моделін құру үшін аз күш жұмсамады. Егер соңғылары болып кетсе онда, тұрақты Хаббл анықтамасы да сәтті болады. Дегенмен бақылаулардан толық кідірісті анықтау да оңай жұмыс емес. Оны жүргізу үшін компонентердің бірінің қандайда бір сипатты деталін, жалтырау кезінде өзгерісін табу керек - мысалы, жұлдыздық шамадан жарқыраудың бірден көтерілуі - сосын басқа компонентің қисық жалтырауына деталімен теңестіру және олардың қашықтығын өлшеу. Алайда бұл үшін екінші компонентті бірінші компонентпен бір уақытта бақыламау керек, ал кейінірек - бір - бірінен салыстырмалы белгісіз уақыт кідірісінде. Ал бұл уақыт бірнеше сағат немесе бірнеше жыл құрауы мүмкін.
Гравитациялық линзалардың осы проблемаларды шешуге көмектесетін тұрақты мониторинг бағдарламалары бар, бірақ уақыт телескоптардың бәріне бірдей жетпейді, мәліметтерде ұзақ кемшіліктер бар және өлшем нақтылығы абсолютті емес. Қорытындысында, кідірісті анықтау үшін стилистикалық өңдеудің күрделі әдістері қолданылады және қисық жарқырау теңестіріледі. Осы зерттеулердің қорындысы бірнеше жүйелерде кідіріс анықтамасы және шамамен 15 миллиард жыл Әлемнің жасын болжайтын тұрақты Хабблдың бағасы болды. Осындай өлшеулердің саны онға және жүзге жеткенде, астрономдарда алғашқы галактикалар құрылғаннан бастап жақын уақытқа дейінгі Әлем көлемінің өзгеру тарихын өлшеуге мүмкіндіктері туды.
Қазіргі уақытта шамамен жүздеген квазарлар және галактикалар белгілі, гравитациялық линзалану екі, төрт кейде көптеген компонеттерге бөлшектенуін түсірді. Ал 1987 жылы алғашқы Эйнштейн сақинасы табылды, ашылу радиотелескоптың көмегімен болды - гравитациялық линзалану, эквивалент принципімен сәйкестенуі, жарық толқынының ұзындығын айырмайды. Қазіргі уақытта зерттеудің гравитациялық линзалану бойынша айтарлықтай бөлімі радиодиапазонда өтеде, және дәл осы кезде ондаған сақина белгілі.
Белгілі линзалардың көбінде тусіру компонентері екі немесе төрт екендігі жоғарыда жазылған. Бірақ бұл факт түсірудің тақ сан бойынша теоремасының нәтижесі. Массалардың таралуы көптеген галактикаларға сипатты екенін дәлелдеуге болады, алыс обьектінің үш, бес, жеті, одан да көп тусіруін құруға болады. Бар жоғы екі компонент ғана бар жағдайда болуы мүмкін, мысалы линза мүлдем жоқ кезде. Екі, төрт, өте сирек алты компонент бақылынады. Шешімі қарапайым: жоғалған компонент қатысады, дегенмен өте кішірейген және оның түсіруін жоғалтқан линзаның ортасында орналасқан. Шын мәнінде, бірнеше осындай орталық компонентер соңғы уақыттарда табылды және олардың зерттеулері галактика линза орталық бөлігінің құрылымы жөнінде бізге көп нәрсе айтады. Мысалы, орталықта қара жырық барын анықтауға болады. Қазіргі көріністер бойынша бұндай обьектілер әрбір ірі Галактиканың орталығында болу керек. Алайда бұл теория, шын мәнінде істе қалай болып жатыр оны анықтау оңай емес. Қара жырықтар өздігінен жарықтанбайды, қоршаған кеңістіктен газды немесе жұлдызды жұтқан уақытында ғана табуға болады. Бұл жағдайда галактикалық ядроның активті көрінісі бақыланады және оның соңғы жағдайы- квазар. Егер қара жырықтың орталық маңайында бос газ қалмасы, ал жұлдыздар оған жақындаудан сәтті қашса қара жырық ұйықтайды, өзінің күшті гравитациясын көрсетпейді.
Оған қоса, гравитациялық линзалау алыс обьектілердің статистикалық қасиетін өзгертеді және осы өзгерістерді есептеу керек. Мысалы, Галактикалардың құрылу және Әлемде қара жырықтардың пайда болу тарихын зерттеу үшін сол және басқа өмірінде қанша көп квазарлар болғанын білу керек. Бұл үшін астрономдар, аспандық сфераның кішкентай бөлігін таңдайды, жарықтың анықталған шегіне дейін қанша квазарлармен активті галактикалык ядроларды көруге болады оларды деталді зерттейді және есептейді. Алынған тәуелділік жарықтанудың функциясы деп аталады. Линзалау бұл статистиканы өзгертеді. Біріншіден, еселенген тусіруді құрайды, бір квазарды бірнешеуімен өзгерте есептеулерді ашық болмайды, Алайда бұл эффект аса маңызды емес: квазарлардың өте аз мөлшері - бірнеше жүз немесе мыңның бірі - қатты линзаланған ( ескерте кетеміз қатты линзалану деп алыс көз гравитациялық әрекеті галактика линзаны бірнеше компонеттерге бөлшектеу тусіру жағдайын айтамыз). Екіншіден және бұл маңызды, квазардан бақыланған жарық ағымы ұлғаяды, демек кейбір жағдайларда квазарлар бөлігі біз бақылап отырған диопозонда жарықтануы шын мәнінде есептеулерге қосылмайды. Сөйтіп жарықтану функциясының бағасы үлкен маңыздар жағына араласып кетеді. Алайда кері эффектіде бар: квазарлардағы тығыздық саны кемиді, гравитациялық линзалау аспан аумағының көп жеріне таралатындықтан аспан сферасының зерттеліп отырған бөлігіне квазарлар аз түседі. Бұл ескерту өте маңызды: гравитациялық линзалар жарық ағымының күшін күшейтіп қана қоймайды, олар түсіруді үлкейтеді. Сонымен, сол және басқа обьектінің бетіндегі жарықтануы өзгермейді: көзден жарықтың толық ағымы қаншалықты күшейсе, оның бақыланатын аумағы да соншалықты көбейеді. Бұл XX ғасырдың 20-жылдардың соңы мен 30-жылдардың басында Лиувилдің статистикалық теоремасымен байланысты Толман және Этерингтонмен дәлелденген. Сөйтіп обьектіде жарықтың беткі ұзындығын бөлуге линзалау әлсіз көмектеседі: ол шын мәнінде ірі болады, алайда бұл оны шум деңгейінен көтеруге көмектеспейді. Алайда ірі телескоптардада көрінбейтін кішкентай обьектілер үшін көз ретінде линзалау өте пайдалы: оның жылтырауы артады, ал өлшемі сол қалпында қалады, сондықтан қазір шум фонында бөлу оңай. Қай эффектінің жеңетіні жарықтану функциясының формасына байланысты. Егер сезімталдық шегінің төмендеуінде квазарлар саны артса, гравитациялық линзалау бақыланатын квазарлар санын артады - олар, әрине, үлкен аумақтарда таралады, алайда бұл квазарлар көп санымен артығымен орнын толтырады. Егер шаманың төмендеуі квазарлар санын кішкене арттырса, екінші эффект - толығу үлкен аумақты объект, сол үшін квазарларды іздеу үшін линзалау теріс эффект береді. Жарықтанудың функциясы әр аумақта әртүрлі эффект береді, әртүрлі жарықтанған квазарлар үшін гравитациялық линзалау есебіне бақыланып отырған тығыздықтың көбеюіде азаюы да бақыланатыны жақында көрсетілді.
2.2. Тартылыс өрісінде жарықтың қозғалысы
Жалпы салыстырмалы теорияны құру процесінде Күн дискісінің шетіне жақын жарық сәулесінің қисаюы аса маңызды рол атқаратыны анықталды. Бұл эффект Меркурий перигейінің қызыл түрге араласуыны және айналымын ОТО шешімдерінің тексеруге мүмкіндік берді және оның экспериментті негізіне енді. Салыстырмалылықтың принципі есептеудің жылдам жүйесі үшін тұрақты жылдамдықта бір - біріне салыстырмалы қозғалыста алғашқы рет 1905 жылы Эйнштейн құрды. Бұл принцип есеп жүйесінде жинақталды, гравитациялық өрістердің әртүрлі физикалық көріністерге әсерін орнықтыруға көмектесті. Эйнштейн пікірінің мәні өте қарапайым болды және келесідегідей қортыланады. I және II жүйенің есебін қараймыз, оның біреуі (I) орнатылған, бірақ тартылумен бір өрісте орналасқан -ΔФ = const (Φ -- тартылу потенциалы), ал екінші (II) ұдайы үдеумен қозғалады g = ΔФ. Тең үдеу жүйесінде II барлық дене бірдей үдейді, сондай ақ, гравитациялық өрістегідей (система I). Осыдан екі жүйенің де толық эквиваленті мақұлданады,ол теоретикалық талдауға белгілі дәрежеде берілетін біртекті тартылыс өрісін есептің жылдам жүйесімен алмастыруға мүмкіндік береді. Атап айтқанда II жүйесінде жарық сәулесінің қисаюын есептеуге қиындық келтірмейді. 17 суретте көрсетілген жарық сәулесі, z0 нүктесінен шыққан x осіне параллель. Оның траекториясы қозғалыстағы жүйеде координаты түзу штрихты сызықпен белгіленген z0z1. Біраз уақыт бұрын dt жарық x осі бойына шығады, арақашықтық dx = cdt, ал координат жүйесі z осі бойында үдеу салдарынан араласып кетеді dz = gdt22. Сондықтан тездетілген жүйеде жарық сәулесі z1 нүктесіне түседі және оның бағыты біршама өзгереді -- сәуле қисаяды. Дегенмен, dx тәуелді dt сызықты, aл dt -- квадратты, сәуле траекториясы парабола кескінін өзінен көрсетеді дегенге көз жеткізуге болады. Сынудың аз бұрыштарында Θ≃-dvzdx (бұрыш dθ дұрыс болып саналады,егер сәуле қарсы бағытқа кетсе, тартылыс өрісі бағытталған -ΔФ).
Жылдамдық өзгерісі ν теңдеулермен анықталады dvxdt=0, dvydt=0, dvzdt=-g, осыдан алғашқы мәндерін жылдамдықтың vx=c, vy0= vz=0, аламыз vx=c, vy=0, dvz=-gdt. Екінші теңдік көрсетілген, жарық сәулесі жалпақтықтан шықпайды у = 0, ал бірінші және үшінші есептеуге мүмкіндік dΘ≃gdtc=gdxc2 береді. Осыдан сыну бұрыш анықтамасы үшін сәуле ұзындығының бірлігінің формуласы шығады: dΘdx=gc2=c-2dФdz. Сыну сәулеге гравитациялық өріс құрайтынын есептесек, алынған нәтиже сәуленің салыстырмалыққа жинақтауы оңай ΔФ. Нәтижесінде
dΘds=1c2dФdN=sinνc2dФdz (2.1)
аламыз.
17 - сурет. z0 нүктесінен шыққан жарық сәулесі х осіне параллель
Φ дан сәулелерге алынады, тартылыс күшінің көбеюі жағына сәуле қисаюының өтуі; ν -- бағытталған сәуле арасындағы бұрыша es және вектормен ΔФ, қашықтық S сәуле жанынан есептеледі. Жарық сәулелерінің сынуы гравитациялық өрістерде жарық жылдамдығы Ф тәуелді. Осы тәуелділікті табу үшін ортаның жалпақ қабатты сыну коэффициентімен қарастырамыз ng(z) және Снеллиус заңын пайдаланамыз, сәуле траекториясын есептеуге мүмкіндік беретін: ngsin𝜈=const. Бұл кескінді дифференциялап ,
dngdzsinν+ngcosνddz=0 (2.2)
аламыз.
18 - сурет. Жарық сәулесінің траекториясы
Сондықтан cosνdνdz=dνdz , ал 𝜈=ν0+Θ,
dΘds=-sinνngdngdz. (2.3)
Формула салыстырудан (2.2) және (2.3) келеді d(lnng)dz=-1c2dФdz және ngconst exp{Ф2c2}. Есепке ала отырып Ф=0 ng=1,
ng≃1-Фc2, Фc2≪1, (2.4)
нақты табамыз.
Жарық жылдамдығына сәйкес келеді
cg=cng≃c(1+Фc2) (2.5)
Сондықтан Φ 0, сыну эффективті коэффициенті әрқашан бірліктен үлкен, ал тартылыс өрісінде бос кеңістікке қарағанда жарық жылдамдығы аз.
Инерциалды емес жүйе есебінде төртбұрыш интервалы жалпы түрінің төртбұрышты формасын көрсетеді
ds2=gikdxixk (2.6)
(x0=ct, x1,2,3=x, y, z; қайталанатын индекспен i,k қосындылау жүргізіледі). Коэффициенттер gik кеңістік уақыттың геометриялық қасиетін анықтайды. Мысалы, g00 коэффициентімен уақыт ағымының жылдамдығы байланысты, ол кеңістіктің әр нүктесінде әр түрлі болады,(біз тек статистикалық өрісті қарастырамыз, онда gik бар кеңістіктегі координаттар функциясы x, y, z және t тәуелді емес). Кеңістік интервал (масштаб) бірліктері бірегей түрлері кеңістіктің әртүрлі нүктелерінде ғана емес әртүрлі бағыттарындада бола алады. Осындай қасиеті бар үш көлемде кеңістік қисық болады. Евклид геометриясында теорема бұзылады. Атап айтқанда, қоршаған ұзындықтық радиуске 2PI тең болмауы мүмкін.
Жоғарыда көрсетілген біртекті гравитациялық өрістің физикалық процесстерге эквивалентті өтуі инерциалды емес жүйе координаты. Сондықтан гравитациялық өрісте ds2үшін түрде (2.6), және коэффициентер жиынтығы gik (метрикалық тензор) толығымен тарту өрісін суреттейді. gik мәні масса таралуына байланысты, ал материалды денелер қозғалысы өз кезегінде олардан құрастырылған гравитациялық өрістерден сондай ақ gik. Теңестіру gik, сызықты емес және айтарлықтай күрделі екен. Әлсіз гравитациялық өрістер үшін бұл теңдеулерден қозғалыс ньютон заңдары және тартудың скалярлы потенциялы үшін Пуассонның теңеуі шығады. Метрикалық тензор компонентері арасындағы байланыса және масса энергияның таралуын 1915 жылы Эйнштейн белгіледі, сондықтан негізгі теңеулер оның атында. Олар келесі түрлерде:
Řik-12gikŘ8PIGc4Tik (2.7)
Řik - Риччи тензоры, компонентері gik компонеттері арқылы берілетін және бірінші, екінші шығарылымдары координаттар бойынша Ř= Řikgik - осылай аталатын скалярлы қисық, Tik- тензор материяның энергия-импульсі гравитациялық өріс құратын. Тензор компоненті Tik гравитациялық масса қозғалысы таралуына байланысты. Эйнштейн теңдеуіне арналған кең көлемдегі әдебиеттер бар және осы жұмыстарда оларды деталді қарастырудың қажеттілігі жоқ. Осы жағдайда сыну бұрышының дұрыс есептері шындығында неге қате болып шыққандығын түсіну керек. Ол үшін , тензор түрін қарау жеткілікті gikв тарту өрісінің бізді қызықтыратын сфералық симметриялық. Интервал төртбұрышы үшін анықталады
ds2=1-rgrc2dt2-dr21-rgr-r2dΘ2+sin2Θ dφ2 (2.8)
(2.11) Θ, φ=const интервал төртбұрышын ds2 нөлге теңестіріп
cg=drdt=с1-rgr1-rgr=с1-rgr=с1+2Фc2 (2.9)
табамыз.
Біз екі бірдей көбейткіш түрінде түбірдің мәнін әдейі жаздық:олардың бірі уақыт жүрісінің өзгеруімен байланысты( Ньютон теориясында тек осы эффекті есепке алынады), ал басқасы - кеңістіктің кисаюымен. Сыну коэффициенті (2.6) формулаға сәйкес
ng=1+2Фc2-1≃1-2Фc2. (2.10)
Бұл мәннің салыстырылуы (2.4) ng бірліктен айырмашылығы кеңістік кисаюы есебінен екі есе өсетіндігін көрсетеді.
2.3. Гравитациялық линзаларды бақылау
Он, жүз және килопарсектерден артық космостық өлшемдегі телескопты елестету мүмкін бе ? Егер қолдан жасалған телескоптар болса онда қиынырақ. Табиғат бұндай "құралдарды" дайындайды. Бұл гравитациялық линзалар жайында, жалпы астрономиялық объектілер классы жайында, жақында ашылған және зерттеушілер назарын өзіне аудартатын. Сөз жоқ, гравитациялық линзалар -- қызықты объектілер, кәдімгідей емес, бірақ оларда жаратылыстан артық ештемесі жоқ. Гравитациялық линзалаудың физикалық принциптері салыстырмалы қарапайым және бұрыннан белгілі. Олардың ең басты гравитациялық өрістің табиғаттың сәулеленуімен ара қатынасы. Нақтырақ формада тарту өрісінде кез-келген бөлшектің траектория кисаюында пайда болады. Бұл принцип салыстырмалы жалпы теорияда берілген. 1915 жылы Эйнштейн еңбектері арқасында жарық сәулесі траектариясында қисаюында гравитацияның ролі белгілі болды. Бұл 1919 жылы Лоджға және 1920 жылы Эддингтонға электромагнитті сәулеленудің гравитациялық фокусы жайында алғашқы еңбектерін жариялауға мүмкіндік берді. Сосын 1979 жылы Уолш, Карсвелл және Вейманн ашылуларына дейін. Алғашқы гравитациялы линзалы жүйе 0957+561(А,В), бұл зерттеулер теоретикалық сипатта болды және бар жоғы экзотика болды. 1979 жылғы ашылудың негізі спектралді сипаттарының және тар қызыл араласқан квазарлар негізінде 0957+561 (А,В) 6" бір бірінен бұрыштық арақашықтығынан, бақылаушылар әртүрлі квазарлар орынына бір квазардың екі кескінінің яғни екі "мираждың" бар болу мүмкіндігін болжады. Бұл болжау күшті аргумент болды - 0,8" қашықтықта компоненттен алып эллиптикалық галактика табылды, ол көздің екі кескінін құратын гравитациялық линза сияқты интерпреттенді. Теоретикалық экзотика бақылау негізін ала бастады. Алғашқы гравитациялық линзалар ашылуын кейін зерттеулер активті бола бастады, бұл астрономдардың бұл обьектіні көруге деген құлшыныстары еді оны өз көздерімен көргісі келіп оны неғұрлым толығымен зерттегілері келді. Осы ашылудан кейін бірден жаңа бірегей обьектілерді іздестірулер жандана түсті. Онан кейін гравитациялық линзаларды іздестірумен зерттеулердің терең, негізделген бағдарламалары бола бастады. Сол бағдарламаларды іске асыру үшін қазіргі заманғы құралдар - телескоптар және радиотелескоптар қолданылды. Қорытындысында бүгінгі күнге дейін гравитациялық жүйелердің үш ондығынан артығы ашылды, олар өз құрылымдарымен әртүрлі. Кейбіреулері осы обьектілердің рөліне әлі тек кандидат қана. Морфологиялық негіздері бойынша барлық гравитациялық линзаларды келесі үш топқа бөлуге болады:
1. Гравитациялық линзалар бүгінде қатары көп анық кескін
құратындар;
2. Топқа бөлу бойынша екінші -- алып жарқыраған доғалар;
3."Эйнштейна сақиналары" деп аталатын сақинаға ұқсас құрылымдар.
Осы топтардың өкілдерін құрайтын барлық мираждар галактика массасының, галиктика топталуының (макролензинг) қатарында үлкен массалармен қалыптасады.. Әлзіз бақылау эффекттеріне жұлдыздар қатары массасымен (микролензинг), гравитациялық линзалар алып келеді, олардың өзара әрекетіне алып келуі мүмкін, мысалы,вариацияларда көзжедің жылтырауы. Гравитациялық линзалардың нақты саны қәзір айтылуы мүмкін емес, ойткені бұл обьектілердің көбісі кандидаттар қатарында. Бұл ойнақы сөздің түп негізінде тек осы обьектілердің табиғатын нашер білетініміз жатыр.
Астрофизиктер активті жұмыстарының басқа жақсы көрсеткіші - ғылыми публикацияларының саны. Осы көрсеткіштерге сәйкес жұмыстардың гравитациялық линзалауға арналған (34) 1979 жылыдан кейін салыстырмалы біраз уақыт үзілісі болғанын көрсетеді.
Гравитациялық линзаларға қызығушылық немен артты және бұл объектілер астрофизиктерге не бере алады? 1937 жылдың өзінде Ф. Цвикки еңбектерінде Әлемді зерттеуде мықты құрал ретінде "космостық телескоп" рөлі айтылып жүрді. Бүгінде гравитациялық линзалардың осы ролі толық және нақты белгіленген. Біріншіден, гравитациялық линзалар көз сәулеленуін айтарлықтай күшейте алады, олардың көмегімен басқс тәсілдермен алу қиын болған көздед жайында көп мәлімметтер алуға болады. Екіншіден, гравитациялық линзалармен құралған кескіндер линзалардың моделдерін құру үшін қажетті мәліметтерді құрайды (бірінші кезекте галактикалардың). Бұндай мағлұматтар кез келген пайда болудағы заттар тығыздығының таралуы үшін гравитациялық өрістердің унивнрсалды сипатынығ күшіне пайдалануға болады, атап айтқанда, жабық массаның таралуы (кейбір бағалармен Әлемнің толық массасын ол 90% дан 97% дейін құрайды). Үшіншіден, көз кескіндерінің талдауынан, гравитациялық линзалармен құрылған, Әлемнің ірі масштабтағы қасиеттері жөнінде мәліметтер алуға болады, Хаббла Н параметрі сияқты космостық шамалар жайында (оған сәйкес уақыт t - Әлемнің жасы), q ақырындау параметрі және космологиялық тұрақты. Оған коса бұндай "призраки Вселенной" қара жырық сияқты және космостық струналар. Олар бақыланбаған бірақ, күшті гравитациялық өрістерде,сондай ақ спецификалық гравитациялық линзалар сияқты сәулеленуге әсер етуі керек. Осындай линзалардың табылуы және зерттелуі астрофизиктердің проблемаларын шешуге кқмектесуі мүмкін. Қазіргі уақытта гравитациялық линзалардың барлық мүмкіндіктері бұнымен сызылып тасталмайды. "Космостық телескоптардың" қолдану келешегі жайында біз қазір болжай да алмаймыз, кезінде, Галилейде телескоптың қазіргі мүмкіндіктері жайында болжай алмаған еді.
Гравитациялық линзаланудың физикалық негізі болып гравитациялық өрісте бөлшек траекториясының қисаю эффекті табылады. Бұндай нақты бөлшектер - гравитациялық өрістің сипат мәні жоқ, массасына қарамастан олар бұндай өрісте бірдей қозғалулары керек. Гравитациялық өрістің бұндай қасиеті эксперименталді факт болап табылады. Салыстырмалықтық жалпы теориясы негізіне енген. ОТО негіздерімен танысқысы келгенгендерге керемет еңбек П. Бергманның "Загадка гравитации" кітабы. (Изд. "Наука", Москва, 1969 жыл.). Сөйтіп , гравитациялық өріс қозғалыс траекториясын қысайта алады және элементті бөлшектерден бастап макроскоптикалық денеленге дейін фокустай алады. Элементті бөлшектер массаларды иемденуі мүмкін(электрондар, протондар, нейтрондар...), сонымен және тыныштықтың нөлге тең массасында(гравитондар, фотондар...). Бізді тек жарық ағымдары қызықтыратын болады (фотондар) және оларға гравитациялық өрістің әсері әртүрлі астрономиялық объектілермен құрылған - линзалармен: жұлдыздармен, галактикалармен, галактикалардың топталуымен.
Гравитациялық өрістерде жарық сәулелерінің траектория қисаюы алғашқы эффекті 1919 жылы эксперименні тексерілді. Толық күн тұтылуы кезінде англия астрономы А. Эддингтон тұтылудың толық фазасында күн дискісіне жақын жұлдыздардың координаттарын өлшеді. Күннің әсері көбірек болғанда және сол жұлдыздардың жағдайымен салыстырды. Жұлдыздардың екі жағдайы бойынша координаттар айырмашылығы бойынша Эддингтон 1,98" эффект шамасын анықтады. Бұл нәтиженің кішкене кателіктері ОТО шешіміне сай келді. 1,75" шама релятивті теорияның алғашқы экспериментті шешімі болды. Алайда ол үшін, құбылыстың сапалы жағын түсіну үшін, күрделі теорияға иек артудың керегі жоқ. Бұл үшін кәдімгі ньютон тартылыс теории көніл аудару жеткілікті. Ол үшін екі болжам жасау қажет:
1. квант дуализм электромагнитті толқын бөлшек толқынында
жиілікпен n бөлшектерге сәйкес қоямыз (фотон) эффектипті массамен
m = hvc2;
2. Фотон және бірқатар макроскоптикалық дене М массамен ньютон
тартылу заңы бойынша араларында өзара әрекетке түседі:
F = G m M r2 (2.11)
Бұл жерде белгілен енгізілген: h - тұрақты Планка, с - жарық жылдамдығы, G - гравитациялы тұрақты, r - өзара әрекеттегі обьектілердің арасындағы қашықтық. Ньютон жүрістерінің алғашқы қадамдарында ақ оның қолданымының дұрыстығы жайында күмән туады. Өйткені ньютон теориясы тек қана әлсіз гравитациялық өрістерде қолданылады, формулада (2.11) көрсетілгендей қашықтықтың кеміуінде r күш шамасы өзараәрекет F шектеусіз өседі ( r нөлге ұмытылған F шексіздікке ұмтылған). Алайда ньютондық келудің түзету шегін бағалау қиын емес. Бұндай баға көрінетін фактіге негізделеді, бөлшектер траекториясы түзу сызықты, алғашқы жылдамдығынан көп және минималды қашықтығынан көп rmin оның траекториясына тартылу ортасынан бөлшектерге дейін. Физика тілінде бұл ньютон бөлшектерінің кинетикалық энергиясы (фотонның) mc22 оның потенциалды энергиясынан асуы керек GMmrmin. Осыдан тең келмеуі
rmin 2GM c2 (2.12)
шығады, бөлшектер траекториясы тартылу ортасына жақын өтпеуі керек. rg = 2GM c2 шамасы дененің гравитациялық радиусы деп аталады. Күн шетіне жақын өтетін фотон траекториясының жағдайын мысал ретінде қарастырамыз. Күн фотондар үшін ашық емес екендігі белгілі траекториялар тартылу ортасынан минималды өшіруде болуы керек, Күн радиусына тең R¤ = 7·106 km. Күннің гравитациялық радиусы формула бойынша есептелген (2.12), мағынасы бар rg = 3 км. Сондықтан теңсіздік rmin = R¤ ≫rg біздің мысалымызда үмітпен орындалады астрономиялық тәжірибелерде көптеген жағдайларда қара жырықтарсыз. Бірақ келтірілген шешімдер ньютон теориясын қолдану үшін біраз негіздемелер береді. Қайсысы нақты екендігі кейінгілерден көрінетін болады.Осы жерде еске сала кету орынды, басқа терминдерде гравитациялық радиус және қара жырық жайында XVIII ғасыр соңында физик Лаплас ең алғаш рет енгізген. Өз есептеулерінде ньютон теориясын негізге ала отырып, ол мынандай шешімге келді, жұлдыздар жеткілікті үлкен тығыздығымен және өлшемдерімен өздерінің тартылуларымен "жарықты сыртқа жіберу" яғни, сырттан бақылаушыға көрінбейтін болады. Ньютон физика заңдарына негіздей отырып және оның қолдану аумақтарының сыртында ол дұрыс шешімге келді.
Тұнық емес гравитациялық линзаларды қарастырамыз және өте алшақтаған көзден оның жарық ағымына ұшып келу нәтижесінде линзаға келетін сәулені параллелді деп есептеуге болады (19 сурет). Әуелі координаттар жүйесін тартылуы ортасына орналастырамыз, таралған жарық сәулелерімен x осімен қатар келетіндей. Гравитациялық линзада зат тығыздығының ең қарапайым таралған түрін аламыз, яғни барлық линза көлемі бойынша тығыздылық тұрақты деп есептейміз: p= const. Бұндай объект сфералық-симметриялы гравитациялық өріс қалыптастырады, сондықтан оның потенциалы және күші өзараәрекетте тек ғана қашықтыққа r тәуелді болдады.
Бұндай симметриялық өрісте әрбір бөлшектің қозғалысы белгілі тығыздықта
19 сурет. Жұлдыздардың гравитациялық өрісінде фотондардың ауытқуы
болады, сондықтан координаттардың біреуін қарастырудан мүлдем шығарып тастауға болады (мысалы, координат z) - 19 суретте. Фотондар траекториясы тығыздықта ескінделген (x, y). Радиус-бөлшектер векторыда екі координаттан: r2=x2+y2 тәуелді болады. Гравитациялық линзалардың ең маңызды сипаты болып жарық сәулелерінің ауытқу бұрышы болып табылады, ал екі асимптоттың қиылысуынан құрылған линзаларға келетін кететін сәулелерден (сурет 19)және оның ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Әл - Фараби атындағы қазақ ұлттық университеті
Монтаева А.А.
ҒАРЫШ ЖӘНЕ ӘЛЕМ. ӘЛЕМДІ ГРАВИТАЦИЯЛЫҚ ЛИНЗАЛАУ ӘДІСІІМЕН ЗЕРТТЕУ.
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
Мамандық 050611 - "астрономия"
Алматы, 2012
Қазақстан Республикасы білім және ғылым министрлігі
Әл - Фараби атындағы қазақ ұлттық университеті
"Қорғауға жіберілді "
___________кафедра меңгерушісі ____________Приходько О.Ю.
ДИПЛОМДЫҚ ЖҰМЫС
Тақырыбы:
" ҒАРЫШ ЖӘНЕ ӘЛЕМ. ӘЛЕМДІ ГРАВИТАЦИЯЛЫҚ ЛИНЗАЛАУ ӘДІСІІМЕН ЗЕРТТЕУ "
050611-"Астрономия" мамандығы бойынша
Орындаған Монтаева А.А.
Ғылыми жетекші
ф. - м. ғ.д., профессор Чечин Л.М.
Нормобақылаушы Тлеубаева И.С.
Алматы, 2012
Реферат
Жұмыс 85 беттен тұратын көлемде орындалды. Ол кіріспеден, 3 бөлімнен, қорытындыдан, және 15 атауы кіргізілген пайдаланылған әдебиеттер тізімінен тұрады.
Бет саны 85
Суреттер саны 41
Пайдаланылған әдебиеттер саны 15
Негізгі ұғымдар: гравитациялық линза, геометриялық оптика, оптикалық линза, қараңғы материя, қараңғы энергия, Әлем, Галактиканың құрылымы, Галактиканың морфологиялық жіктелуі, сфералық - симметриялы гравитациялық өріс.
Қараңғы энергия өрістерінде жарық сәулесінің қасиеттері (гравитацилық микролинзалау) сәулеленудің әрекетін зерттеу (спектрлі талдау) және оларды оқытудың тиімді әдістерінің бірі - қараңғы материя болып табылады. Егер спектрлі талдау бариондық материяны зерттеудің бұрыннан құралған әдісі болса, онда гравитациялық линзалау Әлемнің құрылуын зерттеудің жаңа тиімді тәсілі болып табылады. Осы дипломдық жұмыстың мақсаты болып гравитациялық линзалануды детальді талдау әдісі болып табылады. Зерттеу әдістері - тензорлық талдау, гравитациялық линзалау әдісі, жақындау әдісі. Диплом жұмысына пайдаланылған нәтижелер геометриялық оптиканың заңдары, тарту өрісінде жарықтың қозғалысы, Галактиканың морфологиялық құрылымы, вакуумдағы Әлем болып табылады. Жұмыстың жаңалығы қараңғы материя гравитациялық өрісінде жарық сәулесінің ауытқу бұрышын есептеу болып табылады. Бұл Наварро - Френк - Уайт, Баркет және басқалармен құрастырылған. Бұл бұрыштардың 0.00001" қатарда екені көрсетілген. Қазіргі заманғы нақты бұрыштардың өлшемі 0.001" 0.0001" құрағанымен,қараңғы материяның тығыздығын және есептелген бұрыштардың тікелей өлшенетініне үмітіміз бар.
Мазмұны
Реферат ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
5
Кіріспе ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ..
6
1. Геометриялық оптика
1.1. Геометриялық оптиканың заңдары ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... .
7
1.2. Оптикалық жұқа линза
7
1.3. Оптикалық жұқа линзада кескін тұрғызу
9
1.4. Геометриялық оптикада Ферманың қағидасы
11
1.4.1. Жарықтың шағылу заңы
13
1.4.2. Жарықтың сыну заңы
15
2. Әлемдегі гравитациялық линзалар
18
2.1. Гравитациялық линзаның ашылу тарихы
18
2.1.1. Жарық сәулесінің ауытқуы қалай тартылады
18
2.1.2. Гравитациялық линзаны іздеу
22
2.1.3.Гравитациялық линзаны қолдану
24
2.1.4.Гравитациялық линзаның ашылуы
25
2.2. Ауырлық өрісіндегі жарықтың қозғалуы
29
2.3. Гравитациялық линзаны бақылау
32
2.4. Гравитациялық линзаның үлгілері
40
2.5. Гравитациялық линзаның теңдеулері
49
3. Қараңғы материя гравитациялық линза сияқты
52
3.1. Қараңғы материяның феномені
52
3.1.1. Әлемдегі қараңғы материя және қараңғы энергия
53
3.1.2. Кеңейтілетін Әлем
54
3.1.3. Өткен (бұрынғы) Әлем
56
3.1.4. Қазіргі Әлемнің энергия балансы
59
3.1.5. Қараңғы материя
60
3.1.6. Қараңғы энергия
64
3.2. Галактиканың морфологиялық құрылымы
65
3.2.2. Галактиканың морфологиялық жіктелуі
65
3.2.1. Галактиканың құрылымы
67
3.3. Қараңғы материя галосының сфералық - симметриялық үлгілері
71
3.4. Галактиканың қараңғы материя галосының гравитациялық өрістеріндегі жарық сәулелерінің ауытқуы
74
Қорытынды
76
Пайдаланған әдебиеттер тізімі
77
Қосымша Гравитациялық линзалардың фотосуреттері
85
Кіріспе
Ғарышнама бұл - Әлем эволюциясы және құрылым жөніндегі ғылым. Қазіргі заманғы ғарышнамада көкейкесті және маңызды мәселелердің бірі - қараңғы материя мен қараңғы энергияның физикалық интерпретациясы болып табылады. Бұл феномендерді түсіну - ғарыштық бариондық материя - галактикалар, жұлдызды тұмандық және шағылысудың әсерін оқытуға негізделеді.
Қараңғы энергия өрістерінде жарық сәулесінің қасиеттері (гравитацилық микролинзалау) сәулеленудің әрекетін зерттеу (спектрлі талдау) және оларды оқытудың тиімді әдістерінің бірі - қараңғы материя болып табылады.
Бұл дипломдық жұмыс гравитациялық линзалаудың детальді талдауына арналған
Ол кіріспеден, 13 параграфтан тұратын 3 бөлімнен, қорытындыдан, пайдаланылған әдебиеттер тізімінен және гравитациялық линзалардың суреттері келтірілген қосымшалардан тұрады. Дипломдық жұмыстың жалпы көлемі 85 беттен тұрады.
Бірінші бөлімде геометриялық оптика геометриялық оптиканың негізгі заңдары (жарықтың шағылуы, сынуы, Ферманың қағидаттары) енгізілген.
Екінші бөлімде Әлемдегі гравитацялық линзалау гравитациялық өрістерде жарық сәулесінің таралу теориясы қысқаша баяндалған, гравитациялық линзалардың кейбір үлгілері және гравитациялық микролинзалаудың теңдеуі келтірілген.
Соңында үшінші бөлімде қараңғы материя гравитациялық линзалау сияқты қараңғы материя жайында, және Галактиканың қараңғы материясы жарық сәулесінің ауытқуы көрсетілген. Қараңғы материя гравитациялық өрісінде жарық сәулесінің ауытқу бұрышын есептедік. Бұл Наварро - Френк - Уайт, Баркет және басқалармен құрастырылған. Бұл бұрыштардың 0.00001" қатарда екені құрастырылған. Қазіргі заманғы нақты бұрыштардың өлшемі 0.001" 0.0001" құрағанымен қараңғы материяның тығыздығын және есептелген бұрыштардың тікелей өлшенетініне үмітіміз бар.
Дипломдық жұмыстың қорытындысы соңғы бөлімде қысқаша айтылып өткен.
Энштейн теориясына физиктер калай қарайтынын кім біледі, егер, арнайы салыстырмалы теориясы тұтылуды бақылауы жоққа шығарылумен аяқталса. Ал жалпы теорияны алдын ала айту, Эддингтон және Дайсон еңбектерінде керемет дәлелденді, 1919 жылы күн тұтылуын бақылау кезінде және релятивисті физикиканың зор жеңісі болып саналады.
Массивті дене жарықты ауытқыта алатынына көз жеткізген соң ғалымдар бұл әрекеттерді ғылым пайдасына қалай іске асыруды ойлана бастады гравитациялық линза термині осылайша пайда болды, кәдімгі әйнек линзаға ұқсастығы, сонымен қатар бұл жерде ауытқыған жарық толығымен айқын.
Алғашқылардың бірі болып бұл жерде петрограттық Орест Данилович Хвольсон болды. 1924 жылы ол қысқа жалған қос жұлдыз жайында мақала жариялады. Ол мақаласында жарық көзімен линза обьектісі және жер бақылауларының айтарлықтай үлкен қашықтығында алыс көздің кескіндерінің араласуын ғана емес линзасыз болмайтынын жазды.(13 сурет қарау). Ауытқу бұрышы линзаға жақындағанда үлкейетіндіктен, екінші көріну суретте көрсетілгендей әрқашан қарама - қарсы жақта пайда болады, тек ол линзаның өзінің мөлдір емес денесімен жабылмаса болды.(мысалы, Күнмен жұлдыздар жарығы ауытқу жағдайында). Хвольсон дұрыс байқағандай, көзге және линзаға бағыттың тамаша түсуінде бақылаушы линза маңайында жарқыраған сақинаны көреді.
14сурет. Галактика
Галактиканың гравитациясы кескіндегі объектіні сақинаға айналдырады
Бұған Эйнштейн - Хвольсон сақинасы мысал . Бұл жерде линза ретіндеден, көз ретіндеде алыс галактикалар шығады. Кескін ортасында көрінетін Галактика-линза, галактика - көз бағытына жақын жерде оның гравитациясы кескіні сақинаға айналады. Объект 1938+66 гравитациялық линзаларды іздеу нәтижесінде радиотелескоп көмегімен ашылды, ол Айдаһар шоқжұлдызында. Линси Кинг және оның қызметтестері Хаббл атындағы ғарыштық телескоп жақын инфрақызыл камера көмегімен осы кескінді алды.
1936 жылы Эйнштейн осындай сақинаның радиусын есептеді, қазір оны Эйнштейн сақинасы деп атайды, тек педанттарда Эйнштейн-Хвольсон формировкасын кездестіруге болады. (дегенмен, 1912 жылы жазылған Эйнштейіннің жарияланбаған жазбаларында бұл көріністер жайында ойланғаны байқалады).Таң қарарлық, XX ғасыр соңында бұндай сақиналар шынымен табылған көз және линза ретінде бақыланып отырған жүйелерде жұлдыздар емес ірі галактикалар алынады.
Эйнштейн компонеттердің бөлшектенуін есептеді қос жалған, жұлдыздық массаларға және жұлдызаралық қашықтыққа тән. Ол өте үлкен болмады - бұрыштық секунттың мыңнан бірі. Осыдан Эйнштейн шын мәнінде толығымен негізделген линзаның эффектін бақылау шансы зор еместігін қортындылады. Дегенмен ұлы физик ол эффекті емес, ол орыннан емес іздеуді ұсынды.
2.1.2 Гравитациялық линзаларды іздеу
Эйнштейн мақаласынан кейін америка астрономы, швейцарлық Франц Цвикки гравитациялық линзаларды басқа жерден іздеу керек екендігін ойлап тапты. Цвикки галактикаларды және олардың жиналуын зерттеумен айналысты. Ол кезде бұл өте жас ғылым еді, аспанда бақыланатын кейбір тұмандықтың шын мәнінде үлкен қашықтықта екендігін Хабблдың дәлелдей алғанына жиырма жылда өткен жоқ. Олар жұлдыздардың өте көп санынан тұрады және жиі өз масштабымен жалғыз галактиканы басып алады. Бұл Млечный Путь -Хаббла еңбегіне дейін белгілі. (немесе Галактиканы - осылай улкен әріппен жазады, грекше атаумен Млечный Путь, басқа да көптеген галактикалардан ажырату үшін).
Цвикки Эйнштейн формуласын қолдана отырып галактикада болатын кескіндердің бөлшектенуі доғаның бірнеше секундын құрайды деген шешімге келді. Мұндай қашықтықтар қазіргі заманғы Цвикки телескопының толығымен күшіне сәйкес еді.Тұтылуды күтудің қажеті жоқ: алыс галактикалар онша жарық емес. Дегенмен галактикалар - жұлдыздарға қарағанда тығыз объектілер, олардың массасы Кун массасынан он, жуз миллиард есе басым болсада, олардың көлемі Күннен триллион есе үлкен. Сондықтан көз линза бағытына неғұрлым жақын орналасуы керек, олай болмаған жағдайда кескінді линза өзі жауып қалатын еді. Цвикки гравитациялық линзалар бақылауының ықтималдығын есептеді, оның қорытындысы бүгінді есептерге қарағанда шамалы оптимистірек: Цвикки бағасы бойынша, әрбір төртінші алыс галактикалардың кескіні бөлшектенеді.
Біздің уақытымызда бір көз кескінінің бірнеше компонентке бөлінуі қатты линзалану деп аталады, қатты линзалану объектісі микролинзалану және әлсіз линзалануға қарағанда қатты линзаландырылған деп айтады. Қатты линзаландыруды табудың қиындығы, шыныменде бір - біріне жақын галактикалар тобынан гравитациялық линзалар эффектін бөлу ( соңғысы белгілі болғандай астронамдар айтқандай топқа жиналу жамырау немесе кластерлену үрдісінде) Бұл екі жағдайды ажырату оңай емес. Біріншіден, нағыз алыс объектілер жұлдызды аспан терең суреттерінде кішкентай дақ сияқты көрінеді. Әрең көрінетін дақты екіншісімен салыстыру, бұдан алысқа баратын шешім - аса мағынасына жеткен іс емес. Екіншіден, нақты көшірмесінен бір кескін екіншісінен үлкен немесе кіші болатындығын күту де болмайды: ғарыштық линзалар өте жетілмеген, заттардың таралуы симметриялықтан өте алыс, себебі бір объектінің кескіні әртүрлі таралуы оригиналғада бір - біріне ұқсамайды.
15 - сурет. Қос квазар QSO0957+561 және екі компоненттің спектірі
Қос квазар QSO0957+561 - бірінші қос кескін 1979 жылы Вольш, Карсвелл және Вейманн ашқан. Сол жақтағы суретте Хаббл атындағы ғарыштық телескоп көмегімен алынған, екі жарық жұлдызға ұқсаған объект көрінеді, араларында сарғыштау аса ашық емес таңба бар. Бұл таңба галактика линзасы осы. Екі кескінде түстердің ұқсастығы квазар астрономдары олардың сәуленену спектралды құрамын нақты суреттейді. Оң жақтағы графикте Хаббл телескобының көмегімен Андреас Михалициано және әріптестері алған екі компоненттің спектрі келтірілген. Спектрлердің бірдей екендігі көрінеді. Кішкене айырмашылықтары спектр компонентері жарық өтетін галактика линза спектріне жүктелетіндігінен. Бір обьектінің кескіндірін алып атырғанына сенімді болу үшін әдетте астрономдар оның спектрін алады. Спектр - яғни обьектінің қарқынды сәулеленуі жарық толқынының ұзындығына байланысты - жұлдыздар мен галактиканың қол іздері деп бекер атамайды. Спектр бойынша көптеген галактикалық сипаттамаларды анықтауға болады, бірақ ен бастысы - алыс галактикаларға дейін қашықтық, олардың химиялық құрамы және өз орбитасы бойынша галактикалар құрған жұлдыздардың айналу жылдамдығы. Бұлардың бәрі спектрларды айтарлықтай дәрежеде дербес етеді. Алайда жәй кескінге қарағанда әлсіз көздің спектрін алу қиынырақ - бұл жеткілікті жарықты жинау ғана емес, шум деңгейінде объектіні бөлектеу үшін қызықтырып отырған әрбір толқын ұзындығы үшін жасау керек. Кескіндерді алуға қарағанда бұған уақыттың анағұрлым көп кететіндігі таң қалдырмайды, ал бұл уақытта шумдардың өздеріде артады.
2.1.3.Гравитациялық линзаланудың қолданылуы
Бұл қиындықтардың барлығы гравитациялық линзаланудың ашылуының тағы елу жылға кейінге қалуына алып келді,бұл эффект ешқандай практикалық пайдасы жоқ салыстырмалы теорияның қызықты ізі ретінде қаралды.
60- жылдары жас норвег астрономы Сюр Рефсдал гравитациялық линзаланудың өте маңызды жұмысын тапты. Цвиккида, Рефсдалда линза ретінде алыс Галактика қолданған жағдайды қарады. Бірақта Рефсдалда жарық көзі ретінде оданда алысырақ Галактика шығады, ал көрінетін Әлемнің шекарасында тұтанған - массивті жұлдыздың жарық өмірінің соңғы салюті, кішкентай обьектіге айналар алдында қара тесікке немесе нейтронды жұлдызға айналатын өзінің сыртқы қабаттарын лақтырады. Тұтану кезінде алғашқы бірнеше күнінде оның ата - аналық галактикасы сияқты жұлдыз жарық жарқырайды, бірақ солай бола тұра галактикалар кескінін ұсынушы жарық анық емес барлық дақтарда емес, сондықтан оны фиксирлеу оңайырақ. Галактиканың екі еселенген кескінін бақылаған астрономдар тұтану кезінде нені көреді? Жауап аса қу емес - әрбір кескінде бір жұлдыздан тұтанады, бір - бірінің нақты көшірмесі болады. Алайда Рефсдал бір нәрсені түсінді: әрбір кескінде пайда болатын жарық сәулесі әр жолда өтеді, сондықтан әртүрлі кескіндердің арасында кідіріс байқалады: әуелі бөлшектенген кескіннің компонентері тұтанады сосын басқасында қанша болсада барлық кескін бойынша тұтанады. Сондада уақытша кідіріс бір жағынан геометриялық жүйенің жол ұзындығынан анықтадады, ал екінші жағынан - астрономиялық тәсілмен өлшенуі мүмкін: бүгінгі күнге дейін - физикада анағұрлам нақтырық өлшенген шама. Сәйкесінше, астрономдар қолына геометриялық өлшемдер өлшемі бірегей зат түсті. Тәсілдің практикалық қолданысын қиындатқан көп мәселелері шықты, олардың сәтті ұзаруы маңызды параметрді өлшеуге мүмкіндік береді - тұрақты Хаббл. Ол Әлемнің кеңейу жылдамдығын, оның геометрикалық өлшемдерін, ең бастысы жасын анықтайды.
Рефсдал тұтану жайында айтты, бірақ мұндай тұтанулар жиі болмайды - әрбір галактикада жүз жылда бір тұтанады. Осы уақытта линзаны ұстау мүмкіндігі көп емес, егер біз көптеген линзаларды үнемі бақыламасақ. Дегенмен істе көзден тек қана өзінің жарығын өзгерту ғана талап етілді, әр түрлі компоненттер кескінін өлшеуі ұқсас келгенде уақытша жылжуды анықтау үшін. Мұндай көздер Рефсдал еңбегінен бір жыл бұрын, 1963 жылы табылды. Бұл квазарлар - кішкентай, бірақ жарық қара жырық миллиардқа дейін Күн массасы салынған галактикалық ядро. Жұлдыздарды жара және заттарды жұта қара жырық квазарды жарық болуға мәжбүрлейді, бақыланатын Әлемнің ең шетінде оларды бақылауға мүмкіндік береді.Сондада қара жырықтың режимі тұрақты емес, жылтыраудан квазар тез әрі жиі өзгереді. Өшірілуі және жарығы квазарларды гравитациялық линзалар үшін жарық көзі басты кандидаты етті, ал жылтарау ауыспалы - өлшеу үшін жақсы құрал тұрақты Хабблды Рефсдал тәсілімен есептеу үшін жақсы құрал.
2.1.4. Гравитациялық линзалардың ашылуы
1979 жылы алғашқы линза табылды. Үш америка астрономдары - Денис Вольш, Боб Карсвелл и Рэй Вейманн - қос квазар кездейсоқ тапты. Олар тез арада QSO0957+561 атауын алғашқы квазардың қосарланған кескінін көрсетеді; линза сияқты әрекет ететін галактиканы да тапты. Алты жылдан кейін Хучра және оның әріптестері ең белгілі объект - квазар төрт кескіні QSO2237+0305, немесе Эйнштейн кресті. Осы крестке ары қарай айтылатын маңызды эффект микролинзаландыру.
16 -сурет. Эйнштейн кресті
Алыс квазардың төрт түсіру компоненті QSO2237+0305 - Эйнштейн кресті. Қазіргі уақытта квазар бізден 8 миллиар жарық жыл орналасқан - осы түсіруде жақсы көрінетін галактика линзаға қарағанда 20 есе арырақ. Жүйе өте симметриялы сондықтан әртүрлі түсірулер арасындағы уақытша кідіру небәрі бірнеше сағатты құрайды. Соңғы түсірулер арасындағы квазар объект - бұл галактикалар ядросы, оның спектрі квазарлар спектрлеріне мүлдем ұқсамайды. Бұл түсіруді Джеймс Роудс 3,5-метрлі АҚШ Китт-Пик тауындағы телескоп арқылы алған.
Келесі ғасырдың төрттен бірінен артық уақытта астрономдар бір қарағанда идеялардың практикалық іске асырылуы қандай қиын болатындығына көз жеткізді. Осы жағдайда бұл жалпы тұжырым Рефсдал бойынша тұрақты Хаббл өлшеу әдісіне қатысты.
Біз түсірулер арасындағы кідіріс жол ұзындығымен анықталатынын айтқанда, аздап алдадық. Шын мәнінде арнайы салыстырмалы теория жағдайында ғана солай болатын еді. Бұл жағдайда жарық сәулесінің ауытқуы линзаға жақын өтетінін ескерсек, үштікті оңай шешуге болады және түсірудің бақыланып отырған қалпынан олардың бір - бірінен бөлініп шығу арқылы ұзақ жолын табуға болады. Алынған кідіріс геометриялық атауда және тұрақты Хабблды тұтынады. Алайда бұл жерде іске гравитацияның шын мәніндегі теориясы бұл жалпы салыстырмалы теория деген факт тағы да араласады ( қалай болғандада қазіргі мәліметтермен шындыққа жақын). ОТО да гравитация бөлшектердің қозғалыс траекториясын ғана анықтап қоймайды, сонымен қатар, жарықты сол және басқа жерде сағат жүрісінің темпін де анықтайды. Тартылатын орталыққа жақын уақыт ақырын жүреді, әрі кішкене тезірек. Сондықтан, линзадан әртүрлі қашықтықта өткен жарық сәулесі кеңістік аумағынан әртүрлі сағат жүрісінің темпімен өтеді және әртүрлі кідіреді. Бұл кідірістің екінші уақыты, ол потенциалды деп аталады және бақылаудан алынған жалпы кідірісті алу үшін оны геометриялыққа қосу керек. Сәйкесінше, тұрақты Хабблдан тәуелді геометриялық бөлігін алу үшін бақыланып отырған мәліметтетден потенциялды кідірісті дұрыс есептеу керек. Міне проблема осында. Потенциялды бөлімін есептеу үшін линзада массаның таралуын білу қажет, бақылаулардың тура екендігін анықтау. Астрономдар түсірудің әрбір компонентін, оның өлшемін, формасын, жарықтығын жағдайын анық алдын ала айта алатын линза моделін құру үшін аз күш жұмсамады. Егер соңғылары болып кетсе онда, тұрақты Хаббл анықтамасы да сәтті болады. Дегенмен бақылаулардан толық кідірісті анықтау да оңай жұмыс емес. Оны жүргізу үшін компонентердің бірінің қандайда бір сипатты деталін, жалтырау кезінде өзгерісін табу керек - мысалы, жұлдыздық шамадан жарқыраудың бірден көтерілуі - сосын басқа компонентің қисық жалтырауына деталімен теңестіру және олардың қашықтығын өлшеу. Алайда бұл үшін екінші компонентті бірінші компонентпен бір уақытта бақыламау керек, ал кейінірек - бір - бірінен салыстырмалы белгісіз уақыт кідірісінде. Ал бұл уақыт бірнеше сағат немесе бірнеше жыл құрауы мүмкін.
Гравитациялық линзалардың осы проблемаларды шешуге көмектесетін тұрақты мониторинг бағдарламалары бар, бірақ уақыт телескоптардың бәріне бірдей жетпейді, мәліметтерде ұзақ кемшіліктер бар және өлшем нақтылығы абсолютті емес. Қорытындысында, кідірісті анықтау үшін стилистикалық өңдеудің күрделі әдістері қолданылады және қисық жарқырау теңестіріледі. Осы зерттеулердің қорындысы бірнеше жүйелерде кідіріс анықтамасы және шамамен 15 миллиард жыл Әлемнің жасын болжайтын тұрақты Хабблдың бағасы болды. Осындай өлшеулердің саны онға және жүзге жеткенде, астрономдарда алғашқы галактикалар құрылғаннан бастап жақын уақытқа дейінгі Әлем көлемінің өзгеру тарихын өлшеуге мүмкіндіктері туды.
Қазіргі уақытта шамамен жүздеген квазарлар және галактикалар белгілі, гравитациялық линзалану екі, төрт кейде көптеген компонеттерге бөлшектенуін түсірді. Ал 1987 жылы алғашқы Эйнштейн сақинасы табылды, ашылу радиотелескоптың көмегімен болды - гравитациялық линзалану, эквивалент принципімен сәйкестенуі, жарық толқынының ұзындығын айырмайды. Қазіргі уақытта зерттеудің гравитациялық линзалану бойынша айтарлықтай бөлімі радиодиапазонда өтеде, және дәл осы кезде ондаған сақина белгілі.
Белгілі линзалардың көбінде тусіру компонентері екі немесе төрт екендігі жоғарыда жазылған. Бірақ бұл факт түсірудің тақ сан бойынша теоремасының нәтижесі. Массалардың таралуы көптеген галактикаларға сипатты екенін дәлелдеуге болады, алыс обьектінің үш, бес, жеті, одан да көп тусіруін құруға болады. Бар жоғы екі компонент ғана бар жағдайда болуы мүмкін, мысалы линза мүлдем жоқ кезде. Екі, төрт, өте сирек алты компонент бақылынады. Шешімі қарапайым: жоғалған компонент қатысады, дегенмен өте кішірейген және оның түсіруін жоғалтқан линзаның ортасында орналасқан. Шын мәнінде, бірнеше осындай орталық компонентер соңғы уақыттарда табылды және олардың зерттеулері галактика линза орталық бөлігінің құрылымы жөнінде бізге көп нәрсе айтады. Мысалы, орталықта қара жырық барын анықтауға болады. Қазіргі көріністер бойынша бұндай обьектілер әрбір ірі Галактиканың орталығында болу керек. Алайда бұл теория, шын мәнінде істе қалай болып жатыр оны анықтау оңай емес. Қара жырықтар өздігінен жарықтанбайды, қоршаған кеңістіктен газды немесе жұлдызды жұтқан уақытында ғана табуға болады. Бұл жағдайда галактикалық ядроның активті көрінісі бақыланады және оның соңғы жағдайы- квазар. Егер қара жырықтың орталық маңайында бос газ қалмасы, ал жұлдыздар оған жақындаудан сәтті қашса қара жырық ұйықтайды, өзінің күшті гравитациясын көрсетпейді.
Оған қоса, гравитациялық линзалау алыс обьектілердің статистикалық қасиетін өзгертеді және осы өзгерістерді есептеу керек. Мысалы, Галактикалардың құрылу және Әлемде қара жырықтардың пайда болу тарихын зерттеу үшін сол және басқа өмірінде қанша көп квазарлар болғанын білу керек. Бұл үшін астрономдар, аспандық сфераның кішкентай бөлігін таңдайды, жарықтың анықталған шегіне дейін қанша квазарлармен активті галактикалык ядроларды көруге болады оларды деталді зерттейді және есептейді. Алынған тәуелділік жарықтанудың функциясы деп аталады. Линзалау бұл статистиканы өзгертеді. Біріншіден, еселенген тусіруді құрайды, бір квазарды бірнешеуімен өзгерте есептеулерді ашық болмайды, Алайда бұл эффект аса маңызды емес: квазарлардың өте аз мөлшері - бірнеше жүз немесе мыңның бірі - қатты линзаланған ( ескерте кетеміз қатты линзалану деп алыс көз гравитациялық әрекеті галактика линзаны бірнеше компонеттерге бөлшектеу тусіру жағдайын айтамыз). Екіншіден және бұл маңызды, квазардан бақыланған жарық ағымы ұлғаяды, демек кейбір жағдайларда квазарлар бөлігі біз бақылап отырған диопозонда жарықтануы шын мәнінде есептеулерге қосылмайды. Сөйтіп жарықтану функциясының бағасы үлкен маңыздар жағына араласып кетеді. Алайда кері эффектіде бар: квазарлардағы тығыздық саны кемиді, гравитациялық линзалау аспан аумағының көп жеріне таралатындықтан аспан сферасының зерттеліп отырған бөлігіне квазарлар аз түседі. Бұл ескерту өте маңызды: гравитациялық линзалар жарық ағымының күшін күшейтіп қана қоймайды, олар түсіруді үлкейтеді. Сонымен, сол және басқа обьектінің бетіндегі жарықтануы өзгермейді: көзден жарықтың толық ағымы қаншалықты күшейсе, оның бақыланатын аумағы да соншалықты көбейеді. Бұл XX ғасырдың 20-жылдардың соңы мен 30-жылдардың басында Лиувилдің статистикалық теоремасымен байланысты Толман және Этерингтонмен дәлелденген. Сөйтіп обьектіде жарықтың беткі ұзындығын бөлуге линзалау әлсіз көмектеседі: ол шын мәнінде ірі болады, алайда бұл оны шум деңгейінен көтеруге көмектеспейді. Алайда ірі телескоптардада көрінбейтін кішкентай обьектілер үшін көз ретінде линзалау өте пайдалы: оның жылтырауы артады, ал өлшемі сол қалпында қалады, сондықтан қазір шум фонында бөлу оңай. Қай эффектінің жеңетіні жарықтану функциясының формасына байланысты. Егер сезімталдық шегінің төмендеуінде квазарлар саны артса, гравитациялық линзалау бақыланатын квазарлар санын артады - олар, әрине, үлкен аумақтарда таралады, алайда бұл квазарлар көп санымен артығымен орнын толтырады. Егер шаманың төмендеуі квазарлар санын кішкене арттырса, екінші эффект - толығу үлкен аумақты объект, сол үшін квазарларды іздеу үшін линзалау теріс эффект береді. Жарықтанудың функциясы әр аумақта әртүрлі эффект береді, әртүрлі жарықтанған квазарлар үшін гравитациялық линзалау есебіне бақыланып отырған тығыздықтың көбеюіде азаюы да бақыланатыны жақында көрсетілді.
2.2. Тартылыс өрісінде жарықтың қозғалысы
Жалпы салыстырмалы теорияны құру процесінде Күн дискісінің шетіне жақын жарық сәулесінің қисаюы аса маңызды рол атқаратыны анықталды. Бұл эффект Меркурий перигейінің қызыл түрге араласуыны және айналымын ОТО шешімдерінің тексеруге мүмкіндік берді және оның экспериментті негізіне енді. Салыстырмалылықтың принципі есептеудің жылдам жүйесі үшін тұрақты жылдамдықта бір - біріне салыстырмалы қозғалыста алғашқы рет 1905 жылы Эйнштейн құрды. Бұл принцип есеп жүйесінде жинақталды, гравитациялық өрістердің әртүрлі физикалық көріністерге әсерін орнықтыруға көмектесті. Эйнштейн пікірінің мәні өте қарапайым болды және келесідегідей қортыланады. I және II жүйенің есебін қараймыз, оның біреуі (I) орнатылған, бірақ тартылумен бір өрісте орналасқан -ΔФ = const (Φ -- тартылу потенциалы), ал екінші (II) ұдайы үдеумен қозғалады g = ΔФ. Тең үдеу жүйесінде II барлық дене бірдей үдейді, сондай ақ, гравитациялық өрістегідей (система I). Осыдан екі жүйенің де толық эквиваленті мақұлданады,ол теоретикалық талдауға белгілі дәрежеде берілетін біртекті тартылыс өрісін есептің жылдам жүйесімен алмастыруға мүмкіндік береді. Атап айтқанда II жүйесінде жарық сәулесінің қисаюын есептеуге қиындық келтірмейді. 17 суретте көрсетілген жарық сәулесі, z0 нүктесінен шыққан x осіне параллель. Оның траекториясы қозғалыстағы жүйеде координаты түзу штрихты сызықпен белгіленген z0z1. Біраз уақыт бұрын dt жарық x осі бойына шығады, арақашықтық dx = cdt, ал координат жүйесі z осі бойында үдеу салдарынан араласып кетеді dz = gdt22. Сондықтан тездетілген жүйеде жарық сәулесі z1 нүктесіне түседі және оның бағыты біршама өзгереді -- сәуле қисаяды. Дегенмен, dx тәуелді dt сызықты, aл dt -- квадратты, сәуле траекториясы парабола кескінін өзінен көрсетеді дегенге көз жеткізуге болады. Сынудың аз бұрыштарында Θ≃-dvzdx (бұрыш dθ дұрыс болып саналады,егер сәуле қарсы бағытқа кетсе, тартылыс өрісі бағытталған -ΔФ).
Жылдамдық өзгерісі ν теңдеулермен анықталады dvxdt=0, dvydt=0, dvzdt=-g, осыдан алғашқы мәндерін жылдамдықтың vx=c, vy0= vz=0, аламыз vx=c, vy=0, dvz=-gdt. Екінші теңдік көрсетілген, жарық сәулесі жалпақтықтан шықпайды у = 0, ал бірінші және үшінші есептеуге мүмкіндік dΘ≃gdtc=gdxc2 береді. Осыдан сыну бұрыш анықтамасы үшін сәуле ұзындығының бірлігінің формуласы шығады: dΘdx=gc2=c-2dФdz. Сыну сәулеге гравитациялық өріс құрайтынын есептесек, алынған нәтиже сәуленің салыстырмалыққа жинақтауы оңай ΔФ. Нәтижесінде
dΘds=1c2dФdN=sinνc2dФdz (2.1)
аламыз.
17 - сурет. z0 нүктесінен шыққан жарық сәулесі х осіне параллель
Φ дан сәулелерге алынады, тартылыс күшінің көбеюі жағына сәуле қисаюының өтуі; ν -- бағытталған сәуле арасындағы бұрыша es және вектормен ΔФ, қашықтық S сәуле жанынан есептеледі. Жарық сәулелерінің сынуы гравитациялық өрістерде жарық жылдамдығы Ф тәуелді. Осы тәуелділікті табу үшін ортаның жалпақ қабатты сыну коэффициентімен қарастырамыз ng(z) және Снеллиус заңын пайдаланамыз, сәуле траекториясын есептеуге мүмкіндік беретін: ngsin𝜈=const. Бұл кескінді дифференциялап ,
dngdzsinν+ngcosνddz=0 (2.2)
аламыз.
18 - сурет. Жарық сәулесінің траекториясы
Сондықтан cosνdνdz=dνdz , ал 𝜈=ν0+Θ,
dΘds=-sinνngdngdz. (2.3)
Формула салыстырудан (2.2) және (2.3) келеді d(lnng)dz=-1c2dФdz және ngconst exp{Ф2c2}. Есепке ала отырып Ф=0 ng=1,
ng≃1-Фc2, Фc2≪1, (2.4)
нақты табамыз.
Жарық жылдамдығына сәйкес келеді
cg=cng≃c(1+Фc2) (2.5)
Сондықтан Φ 0, сыну эффективті коэффициенті әрқашан бірліктен үлкен, ал тартылыс өрісінде бос кеңістікке қарағанда жарық жылдамдығы аз.
Инерциалды емес жүйе есебінде төртбұрыш интервалы жалпы түрінің төртбұрышты формасын көрсетеді
ds2=gikdxixk (2.6)
(x0=ct, x1,2,3=x, y, z; қайталанатын индекспен i,k қосындылау жүргізіледі). Коэффициенттер gik кеңістік уақыттың геометриялық қасиетін анықтайды. Мысалы, g00 коэффициентімен уақыт ағымының жылдамдығы байланысты, ол кеңістіктің әр нүктесінде әр түрлі болады,(біз тек статистикалық өрісті қарастырамыз, онда gik бар кеңістіктегі координаттар функциясы x, y, z және t тәуелді емес). Кеңістік интервал (масштаб) бірліктері бірегей түрлері кеңістіктің әртүрлі нүктелерінде ғана емес әртүрлі бағыттарындада бола алады. Осындай қасиеті бар үш көлемде кеңістік қисық болады. Евклид геометриясында теорема бұзылады. Атап айтқанда, қоршаған ұзындықтық радиуске 2PI тең болмауы мүмкін.
Жоғарыда көрсетілген біртекті гравитациялық өрістің физикалық процесстерге эквивалентті өтуі инерциалды емес жүйе координаты. Сондықтан гравитациялық өрісте ds2үшін түрде (2.6), және коэффициентер жиынтығы gik (метрикалық тензор) толығымен тарту өрісін суреттейді. gik мәні масса таралуына байланысты, ал материалды денелер қозғалысы өз кезегінде олардан құрастырылған гравитациялық өрістерден сондай ақ gik. Теңестіру gik, сызықты емес және айтарлықтай күрделі екен. Әлсіз гравитациялық өрістер үшін бұл теңдеулерден қозғалыс ньютон заңдары және тартудың скалярлы потенциялы үшін Пуассонның теңеуі шығады. Метрикалық тензор компонентері арасындағы байланыса және масса энергияның таралуын 1915 жылы Эйнштейн белгіледі, сондықтан негізгі теңеулер оның атында. Олар келесі түрлерде:
Řik-12gikŘ8PIGc4Tik (2.7)
Řik - Риччи тензоры, компонентері gik компонеттері арқылы берілетін және бірінші, екінші шығарылымдары координаттар бойынша Ř= Řikgik - осылай аталатын скалярлы қисық, Tik- тензор материяның энергия-импульсі гравитациялық өріс құратын. Тензор компоненті Tik гравитациялық масса қозғалысы таралуына байланысты. Эйнштейн теңдеуіне арналған кең көлемдегі әдебиеттер бар және осы жұмыстарда оларды деталді қарастырудың қажеттілігі жоқ. Осы жағдайда сыну бұрышының дұрыс есептері шындығында неге қате болып шыққандығын түсіну керек. Ол үшін , тензор түрін қарау жеткілікті gikв тарту өрісінің бізді қызықтыратын сфералық симметриялық. Интервал төртбұрышы үшін анықталады
ds2=1-rgrc2dt2-dr21-rgr-r2dΘ2+sin2Θ dφ2 (2.8)
(2.11) Θ, φ=const интервал төртбұрышын ds2 нөлге теңестіріп
cg=drdt=с1-rgr1-rgr=с1-rgr=с1+2Фc2 (2.9)
табамыз.
Біз екі бірдей көбейткіш түрінде түбірдің мәнін әдейі жаздық:олардың бірі уақыт жүрісінің өзгеруімен байланысты( Ньютон теориясында тек осы эффекті есепке алынады), ал басқасы - кеңістіктің кисаюымен. Сыну коэффициенті (2.6) формулаға сәйкес
ng=1+2Фc2-1≃1-2Фc2. (2.10)
Бұл мәннің салыстырылуы (2.4) ng бірліктен айырмашылығы кеңістік кисаюы есебінен екі есе өсетіндігін көрсетеді.
2.3. Гравитациялық линзаларды бақылау
Он, жүз және килопарсектерден артық космостық өлшемдегі телескопты елестету мүмкін бе ? Егер қолдан жасалған телескоптар болса онда қиынырақ. Табиғат бұндай "құралдарды" дайындайды. Бұл гравитациялық линзалар жайында, жалпы астрономиялық объектілер классы жайында, жақында ашылған және зерттеушілер назарын өзіне аудартатын. Сөз жоқ, гравитациялық линзалар -- қызықты объектілер, кәдімгідей емес, бірақ оларда жаратылыстан артық ештемесі жоқ. Гравитациялық линзалаудың физикалық принциптері салыстырмалы қарапайым және бұрыннан белгілі. Олардың ең басты гравитациялық өрістің табиғаттың сәулеленуімен ара қатынасы. Нақтырақ формада тарту өрісінде кез-келген бөлшектің траектория кисаюында пайда болады. Бұл принцип салыстырмалы жалпы теорияда берілген. 1915 жылы Эйнштейн еңбектері арқасында жарық сәулесі траектариясында қисаюында гравитацияның ролі белгілі болды. Бұл 1919 жылы Лоджға және 1920 жылы Эддингтонға электромагнитті сәулеленудің гравитациялық фокусы жайында алғашқы еңбектерін жариялауға мүмкіндік берді. Сосын 1979 жылы Уолш, Карсвелл және Вейманн ашылуларына дейін. Алғашқы гравитациялы линзалы жүйе 0957+561(А,В), бұл зерттеулер теоретикалық сипатта болды және бар жоғы экзотика болды. 1979 жылғы ашылудың негізі спектралді сипаттарының және тар қызыл араласқан квазарлар негізінде 0957+561 (А,В) 6" бір бірінен бұрыштық арақашықтығынан, бақылаушылар әртүрлі квазарлар орынына бір квазардың екі кескінінің яғни екі "мираждың" бар болу мүмкіндігін болжады. Бұл болжау күшті аргумент болды - 0,8" қашықтықта компоненттен алып эллиптикалық галактика табылды, ол көздің екі кескінін құратын гравитациялық линза сияқты интерпреттенді. Теоретикалық экзотика бақылау негізін ала бастады. Алғашқы гравитациялық линзалар ашылуын кейін зерттеулер активті бола бастады, бұл астрономдардың бұл обьектіні көруге деген құлшыныстары еді оны өз көздерімен көргісі келіп оны неғұрлым толығымен зерттегілері келді. Осы ашылудан кейін бірден жаңа бірегей обьектілерді іздестірулер жандана түсті. Онан кейін гравитациялық линзаларды іздестірумен зерттеулердің терең, негізделген бағдарламалары бола бастады. Сол бағдарламаларды іске асыру үшін қазіргі заманғы құралдар - телескоптар және радиотелескоптар қолданылды. Қорытындысында бүгінгі күнге дейін гравитациялық жүйелердің үш ондығынан артығы ашылды, олар өз құрылымдарымен әртүрлі. Кейбіреулері осы обьектілердің рөліне әлі тек кандидат қана. Морфологиялық негіздері бойынша барлық гравитациялық линзаларды келесі үш топқа бөлуге болады:
1. Гравитациялық линзалар бүгінде қатары көп анық кескін
құратындар;
2. Топқа бөлу бойынша екінші -- алып жарқыраған доғалар;
3."Эйнштейна сақиналары" деп аталатын сақинаға ұқсас құрылымдар.
Осы топтардың өкілдерін құрайтын барлық мираждар галактика массасының, галиктика топталуының (макролензинг) қатарында үлкен массалармен қалыптасады.. Әлзіз бақылау эффекттеріне жұлдыздар қатары массасымен (микролензинг), гравитациялық линзалар алып келеді, олардың өзара әрекетіне алып келуі мүмкін, мысалы,вариацияларда көзжедің жылтырауы. Гравитациялық линзалардың нақты саны қәзір айтылуы мүмкін емес, ойткені бұл обьектілердің көбісі кандидаттар қатарында. Бұл ойнақы сөздің түп негізінде тек осы обьектілердің табиғатын нашер білетініміз жатыр.
Астрофизиктер активті жұмыстарының басқа жақсы көрсеткіші - ғылыми публикацияларының саны. Осы көрсеткіштерге сәйкес жұмыстардың гравитациялық линзалауға арналған (34) 1979 жылыдан кейін салыстырмалы біраз уақыт үзілісі болғанын көрсетеді.
Гравитациялық линзаларға қызығушылық немен артты және бұл объектілер астрофизиктерге не бере алады? 1937 жылдың өзінде Ф. Цвикки еңбектерінде Әлемді зерттеуде мықты құрал ретінде "космостық телескоп" рөлі айтылып жүрді. Бүгінде гравитациялық линзалардың осы ролі толық және нақты белгіленген. Біріншіден, гравитациялық линзалар көз сәулеленуін айтарлықтай күшейте алады, олардың көмегімен басқс тәсілдермен алу қиын болған көздед жайында көп мәлімметтер алуға болады. Екіншіден, гравитациялық линзалармен құралған кескіндер линзалардың моделдерін құру үшін қажетті мәліметтерді құрайды (бірінші кезекте галактикалардың). Бұндай мағлұматтар кез келген пайда болудағы заттар тығыздығының таралуы үшін гравитациялық өрістердің унивнрсалды сипатынығ күшіне пайдалануға болады, атап айтқанда, жабық массаның таралуы (кейбір бағалармен Әлемнің толық массасын ол 90% дан 97% дейін құрайды). Үшіншіден, көз кескіндерінің талдауынан, гравитациялық линзалармен құрылған, Әлемнің ірі масштабтағы қасиеттері жөнінде мәліметтер алуға болады, Хаббла Н параметрі сияқты космостық шамалар жайында (оған сәйкес уақыт t - Әлемнің жасы), q ақырындау параметрі және космологиялық тұрақты. Оған коса бұндай "призраки Вселенной" қара жырық сияқты және космостық струналар. Олар бақыланбаған бірақ, күшті гравитациялық өрістерде,сондай ақ спецификалық гравитациялық линзалар сияқты сәулеленуге әсер етуі керек. Осындай линзалардың табылуы және зерттелуі астрофизиктердің проблемаларын шешуге кқмектесуі мүмкін. Қазіргі уақытта гравитациялық линзалардың барлық мүмкіндіктері бұнымен сызылып тасталмайды. "Космостық телескоптардың" қолдану келешегі жайында біз қазір болжай да алмаймыз, кезінде, Галилейде телескоптың қазіргі мүмкіндіктері жайында болжай алмаған еді.
Гравитациялық линзаланудың физикалық негізі болып гравитациялық өрісте бөлшек траекториясының қисаю эффекті табылады. Бұндай нақты бөлшектер - гравитациялық өрістің сипат мәні жоқ, массасына қарамастан олар бұндай өрісте бірдей қозғалулары керек. Гравитациялық өрістің бұндай қасиеті эксперименталді факт болап табылады. Салыстырмалықтық жалпы теориясы негізіне енген. ОТО негіздерімен танысқысы келгенгендерге керемет еңбек П. Бергманның "Загадка гравитации" кітабы. (Изд. "Наука", Москва, 1969 жыл.). Сөйтіп , гравитациялық өріс қозғалыс траекториясын қысайта алады және элементті бөлшектерден бастап макроскоптикалық денеленге дейін фокустай алады. Элементті бөлшектер массаларды иемденуі мүмкін(электрондар, протондар, нейтрондар...), сонымен және тыныштықтың нөлге тең массасында(гравитондар, фотондар...). Бізді тек жарық ағымдары қызықтыратын болады (фотондар) және оларға гравитациялық өрістің әсері әртүрлі астрономиялық объектілермен құрылған - линзалармен: жұлдыздармен, галактикалармен, галактикалардың топталуымен.
Гравитациялық өрістерде жарық сәулелерінің траектория қисаюы алғашқы эффекті 1919 жылы эксперименні тексерілді. Толық күн тұтылуы кезінде англия астрономы А. Эддингтон тұтылудың толық фазасында күн дискісіне жақын жұлдыздардың координаттарын өлшеді. Күннің әсері көбірек болғанда және сол жұлдыздардың жағдайымен салыстырды. Жұлдыздардың екі жағдайы бойынша координаттар айырмашылығы бойынша Эддингтон 1,98" эффект шамасын анықтады. Бұл нәтиженің кішкене кателіктері ОТО шешіміне сай келді. 1,75" шама релятивті теорияның алғашқы экспериментті шешімі болды. Алайда ол үшін, құбылыстың сапалы жағын түсіну үшін, күрделі теорияға иек артудың керегі жоқ. Бұл үшін кәдімгі ньютон тартылыс теории көніл аудару жеткілікті. Ол үшін екі болжам жасау қажет:
1. квант дуализм электромагнитті толқын бөлшек толқынында
жиілікпен n бөлшектерге сәйкес қоямыз (фотон) эффектипті массамен
m = hvc2;
2. Фотон және бірқатар макроскоптикалық дене М массамен ньютон
тартылу заңы бойынша араларында өзара әрекетке түседі:
F = G m M r2 (2.11)
Бұл жерде белгілен енгізілген: h - тұрақты Планка, с - жарық жылдамдығы, G - гравитациялы тұрақты, r - өзара әрекеттегі обьектілердің арасындағы қашықтық. Ньютон жүрістерінің алғашқы қадамдарында ақ оның қолданымының дұрыстығы жайында күмән туады. Өйткені ньютон теориясы тек қана әлсіз гравитациялық өрістерде қолданылады, формулада (2.11) көрсетілгендей қашықтықтың кеміуінде r күш шамасы өзараәрекет F шектеусіз өседі ( r нөлге ұмытылған F шексіздікке ұмтылған). Алайда ньютондық келудің түзету шегін бағалау қиын емес. Бұндай баға көрінетін фактіге негізделеді, бөлшектер траекториясы түзу сызықты, алғашқы жылдамдығынан көп және минималды қашықтығынан көп rmin оның траекториясына тартылу ортасынан бөлшектерге дейін. Физика тілінде бұл ньютон бөлшектерінің кинетикалық энергиясы (фотонның) mc22 оның потенциалды энергиясынан асуы керек GMmrmin. Осыдан тең келмеуі
rmin 2GM c2 (2.12)
шығады, бөлшектер траекториясы тартылу ортасына жақын өтпеуі керек. rg = 2GM c2 шамасы дененің гравитациялық радиусы деп аталады. Күн шетіне жақын өтетін фотон траекториясының жағдайын мысал ретінде қарастырамыз. Күн фотондар үшін ашық емес екендігі белгілі траекториялар тартылу ортасынан минималды өшіруде болуы керек, Күн радиусына тең R¤ = 7·106 km. Күннің гравитациялық радиусы формула бойынша есептелген (2.12), мағынасы бар rg = 3 км. Сондықтан теңсіздік rmin = R¤ ≫rg біздің мысалымызда үмітпен орындалады астрономиялық тәжірибелерде көптеген жағдайларда қара жырықтарсыз. Бірақ келтірілген шешімдер ньютон теориясын қолдану үшін біраз негіздемелер береді. Қайсысы нақты екендігі кейінгілерден көрінетін болады.Осы жерде еске сала кету орынды, басқа терминдерде гравитациялық радиус және қара жырық жайында XVIII ғасыр соңында физик Лаплас ең алғаш рет енгізген. Өз есептеулерінде ньютон теориясын негізге ала отырып, ол мынандай шешімге келді, жұлдыздар жеткілікті үлкен тығыздығымен және өлшемдерімен өздерінің тартылуларымен "жарықты сыртқа жіберу" яғни, сырттан бақылаушыға көрінбейтін болады. Ньютон физика заңдарына негіздей отырып және оның қолдану аумақтарының сыртында ол дұрыс шешімге келді.
Тұнық емес гравитациялық линзаларды қарастырамыз және өте алшақтаған көзден оның жарық ағымына ұшып келу нәтижесінде линзаға келетін сәулені параллелді деп есептеуге болады (19 сурет). Әуелі координаттар жүйесін тартылуы ортасына орналастырамыз, таралған жарық сәулелерімен x осімен қатар келетіндей. Гравитациялық линзада зат тығыздығының ең қарапайым таралған түрін аламыз, яғни барлық линза көлемі бойынша тығыздылық тұрақты деп есептейміз: p= const. Бұндай объект сфералық-симметриялы гравитациялық өріс қалыптастырады, сондықтан оның потенциалы және күші өзараәрекетте тек ғана қашықтыққа r тәуелді болдады.
Бұндай симметриялық өрісте әрбір бөлшектің қозғалысы белгілі тығыздықта
19 сурет. Жұлдыздардың гравитациялық өрісінде фотондардың ауытқуы
болады, сондықтан координаттардың біреуін қарастырудан мүлдем шығарып тастауға болады (мысалы, координат z) - 19 суретте. Фотондар траекториясы тығыздықта ескінделген (x, y). Радиус-бөлшектер векторыда екі координаттан: r2=x2+y2 тәуелді болады. Гравитациялық линзалардың ең маңызды сипаты болып жарық сәулелерінің ауытқу бұрышы болып табылады, ал екі асимптоттың қиылысуынан құрылған линзаларға келетін кететін сәулелерден (сурет 19)және оның ... жалғасы
Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.
Ұқсас жұмыстар
Пәндер
- Іс жүргізу
- Автоматтандыру, Техника
- Алғашқы әскери дайындық
- Астрономия
- Ауыл шаруашылығы
- Банк ісі
- Бизнесті бағалау
- Биология
- Бухгалтерлік іс
- Валеология
- Ветеринария
- География
- Геология, Геофизика, Геодезия
- Дін
- Ет, сүт, шарап өнімдері
- Жалпы тарих
- Жер кадастрі, Жылжымайтын мүлік
- Журналистика
- Информатика
- Кеден ісі
- Маркетинг
- Математика, Геометрия
- Медицина
- Мемлекеттік басқару
- Менеджмент
- Мұнай, Газ
- Мұрағат ісі
- Мәдениеттану
- ОБЖ (Основы безопасности жизнедеятельности)
- Педагогика
- Полиграфия
- Психология
- Салық
- Саясаттану
- Сақтандыру
- Сертификаттау, стандарттау
- Социология, Демография
- Спорт
- Статистика
- Тілтану, Филология
- Тарихи тұлғалар
- Тау-кен ісі
- Транспорт
- Туризм
- Физика
- Философия
- Халықаралық қатынастар
- Химия
- Экология, Қоршаған ортаны қорғау
- Экономика
- Экономикалық география
- Электротехника
- Қазақстан тарихы
- Қаржы
- Құрылыс
- Құқық, Криминалистика
- Әдебиет
- Өнер, музыка
- Өнеркәсіп, Өндіріс
Қазақ тілінде жазылған рефераттар, курстық жұмыстар, дипломдық жұмыстар бойынша біздің қор #1 болып табылады.
Ақпарат
Қосымша
Email: info@stud.kz