عدسی گرانشی

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
چهار تصویر ایجاد شده از اختروش QSO 0305+2237 را نشان می دهد که پشت کهکشان ZW 030+2237 قرار داد. این اختروش، هشت میلیاردسال نوری از زمین فاصله دارد در حالی که فاصله کهکشان عدسی از ما چهارصد میلیون سال نوری است.

همان طور که مسیر نور بر اثر عبور ازعدسی منحرف می شود، هنگام عبور از کنار جرم هم منحرف می شود. پس می‌توانیم از ستاره ها، کهکشان ها و خوشه های کهکشانی به عنوان عدسی استفاده کنیم. نام این نوع عدسی ها را گذاشته اند عدسی گرانشی. پس از شکل گیرینسبیت عام، انحراف نور در کنار اجرام مطالعه شد. پیش تر از آن هم، این انحراف با استفاده از گرانش نیوتنی محاسبه شده بود. در گرانش نیوتونی می‌توان نور را نیز مانند ذره ای جرم دار در نظر گرفت و مسیر این ذره را در کنار جرمی دیگر به دست آورد. مسیر نور مانند مسیر هر ذره ی جرم داری، هنگام عبور از کنار جرمی دیگر (مانند خورشید) منحرف می شود. نسبیت عام، این انحراف را با رهیافتی دیگر به دست می دهد (البته مقدار نسبیتی انحراف دو برابر مقدار نیوتونی آن است).


نخستین بار، اخترفیزیکدانی انگلیسی به نام ادینگتون این انحراف نور را اندازه گیری کرد.

اودرخورشید گرفتگی سال 1919،1298 هنگام گرفت کامل و تاریک شدن خورشید، تصویرهایی ازستاره های زمینه و پیرامون خورشید گرفت. به این ترتیب مکان ستاره های پیرامون خورشید را نسبت به ستاره های دیگر آسمان به دست آورد. نسبیت عام پیش بینی می کند که نور ستاره بر اثر عبور از کنار خورشید منحرف می شود و این باعث جابه جایی مکان تصویر ستاره در آسمان خواهد بود. او برای به دست آوردن این انحراف، چند ماه بعد، زمانی که فاصله زاویه ای خورشید با آن ستاره زیاد بود بار دیگر تصویری از آن ناحیه از آسمان گرفت. با مقایسه ی این دو تصویر، میزان جابه جایی ستاره ها را به دست آورد و این مقدار، به تقریب، همان مقدار پیش بینی شده در نسبیت عام بود.

این پدیده ی ساده ی انحراف نور، بعدها در نجوم و کیهان شناسی رصدی، مهم شد.

نحوه عمل اجرام سنگین وزن به عنوان عدسی حلقهانیشتین














چگونگی کار با عدسی های گرانشی[ویرایش]

حالا می‌توانیم مسایل متنوع اپتیک را در این جا هم بررسی کنیم: بزرگ نمایی تصویر، چند تصویری، حلقه ای شدن تصویر، سوختیک ها (Caustics) و ... . یعنی می‌توانیم از خوشه ای کهکشانی، مانند تلسکوپ برای رصد کهکشان های دوردست استفاده کنیم. این عدسی پر جرم می‌تواند نور کهکشان های کم سو در دوردست را تقویت کند و به این ترتیب ما آن کهکشان را رصد کنیم. کاری که در شرایط ایده آل، بهتر از تلسکوپ های فضایی هم انجام می شود. یا این که می‌توانیم با استفاده از چند تصویری شدن یا تغییر شکل تصویر و کمانی شدن تصویر، جرم عدسی را محاسبه کنیم. یعنی از روشی غیر مستقیم، جرم خوشه ای کهکشانی را تخمین بزنیم. امروزه این روش یکی از روش های اندازه گیری جرم خوشه های کهکشانی است. چون جرم ماده باعث انحراف نور می شود (چه ماده ی روشن باشد و چه ماده ی تاریک)، با اندازه گیری آثار همگرایی گرانشی در کهکشان های زمینه می‌توان تخمینی از میزان و توزیع جرم خوشه ی عدسی به دست آورد.

156542.JPG

البته همه ی این ها در عمل به این سادگی نیستند. در این جا هم درست مانند اپتیک هندسی ساده، نیاز داریم فاصله ی چشم از ناظر، عدسی از ناظر و عدسی تا چشمه را بدانیم (در هندسه ی غیر اقلیدسی فاصله ی عدسی تا چشمه لزوماً از روی دو فاصله ی دیگر به دست نمی آید). همچنین باید مطمئن شویم که همگرایی رخ داده است. در این اپتیک کیهانی آنچه ثبت می کنیم فقط تصویری از آسمان است و باید با استفاده از شواهدی بدانیم آیا همگرایی رخ داده است یا نه. یعنی آثا مثلاً چند تصویر مشابهی که می بینیم، تصاویر یک چشمه اند یا چند جسم متفاوت اند. نمونه هایی از پدیده ی همگرایی گرانشی را در تصویر بالا میبینید .


شکل ، تصاویری از حلقه ها موسوم به حلقه اینشتین را نشان می دهد. زمانی که چشمه، عدسی و ناظر در یک راستا باشند، تصویر همگرا شده ای که ناظر از چشمه می بیند، حلقه ای به دورعدسی است. جسم پرنور در مرکز هر تصویر، عدسی است و حلقه ی دور آن، تصویر کهکشان زمینه است. نخستین حلقه ی اینشتین در سال 1998/1377 در همکاری بین دانشگاه منچستر و تلسکوپ فضایی هابل کشف شد.

انواع همگرایی گرانشی[ویرایش]

همگرایی گرانشی بسته به جرم عدسی ها، فاصله ها و موقعیت های زاویه ای که دارند، پدیده های متفاوتی را ایجاد می کند. این پدیده ها به سه دسته تقسیم می شوند:

1. ریزهمگرایی گرانشی

2.همگرایی قوی گرانشی

3.همگرایی ضعیف گرانشی


ریز همگرایی گرانشی[ویرایش]

خمیدگی نور چشمه‌ای دوردست به دور جسمی پرجرم. پیکان نارنجی نشان‌دهند مکان ظاهری چشمه است. پیکان سفید مسیر نور را از مکان واقعی چشمه نشان می‌دهد.

در این پدیده ی همگرایی گرانشی، تغییر شکل جرم زمینه یا چند - تصویری دیده نمی شود. آنچه رصد می شود تقویت نور چشمه است. یعنی مثلاً عدسی ای (ستاره ای) از جلوی چشمه ای (ستاره ای دیگر) عبور می کند و هنگام عبور، نور ستاره زمینه را همگرا می کند و از آن ستاره دو یا چند تصویر ایجاد می کند. به دلیل فاصله ی بسیار کم دو تصویر، ناظر نمی‌تواند این تصاویر را از هم تفکیک کند و در عوض آنچه مشاهده می کند، تقویت نور چشمه است. این پدیده در دو گستره مشاهده شده است:


1- چشمه و عدسی دو ستاره در کهکشان ما یا در همسایگان نزدیک ما (ابر های ماژلانی بزرگ و کوچک) هستند. از این روش برای مشاهده غیر مستقیم کوتوله های قهوه ای وماده تاریک فشرده درون کهکشان استفاده می شود


2- نور رسیده از اختروش دور دست بر اثر عبور از درون یککهکشان، توسط ستاره های آن کهکشان همگرا می شود و افت و خیزهایی در تصویرهای اختروش (که خود این تصویرها بر اثر همگرایی گرانشی ایجاد شده اند) دیده می شود.

همگرایی قوی گرانشی[ویرایش]

در این پدیده، تغییر شکل چشمه به خوبی قابل مشاهده است. یا این که چند تصویر از چشمه دیده می شود. حلقه اینشتین، تصویرهای چندگانه اختروش ها و کمان های بزرگ مثال هایی از این پدیده اند .

همگرایی ضعیف گرانشی[ویرایش]

در پدیده های همگرایی ضعیف گرانشی، تغییر شکل در چشمه های زمینه بسیار کوچک است و به شکل کمان های بزرگ و حلقه اینشتین قابل مشاهده نیست. در نتیجه، فقط می‌توان با تحلیل کردن تعداد زیادی چشمه و اندازه گیری تغییر شکل آن ها، علامتی از همگرایی گرانشی دریافت کرد . اگر در ناحیه ای از کهکشان های زمینه به طور متوسط تغییر شکلی در کهکشان ها دیده شود علامتی از همگرایی ضعیف گرانشی است. از این روش برای بررسی توزیع جرم عدسی استفاده می شود. در این روش خطاهای آماری بسیار مهم اند. چون بیشترکهکشان ها به طور ذاتی بیضی شکل اند و چون علامت همگرایی ضعیف گرانشی بسیار کوچک است، خطای حاصل از شکل ذاتی کهکشان ها و پهن شدگی نور توسط جو و تلسکوپ، بسیار مهم و تأثیرگذار است. روش های مختلفی برای کم کردن این خطاها به وجود آمده اند. و در حال کامل شدن اند. رصدهای همگرایی ضعیف گرانشی برای تخمین زدن پارامترهای کیهان شناسی هم به کار می روند و روشی هستند برای اندازه گیری توزیع جرم در عالم. البته خطاهای آماری بسیار مهم و دست و پاگیرند.

شکل 4، تصویر دو خوشه کهکشانی معروف به خوشه گلوله ای را نشان می دهد که باعث تغییر شکل کهکشان های زمینه شده اند. توزیع جرم خوشه گلوله ای، با روش همگرایی ضعیف گرانشی به دست آمده است. پربندها، خطوط هم پتانسیل گرانشی را نشان می دهند.

گستره های مختلف همگرایی گرانشی، روش های مختلفی را در اختیار کیهان شناسان قرار داده اند تا جرم خوشه های کهکشانی، نمایه ی چگالی هالهی ماده تاریک کهکشان ها، توزیع جرم خوشه های کهکشانی و پارامترهای کیهان شناسی (از جمله چگالی ماده در عالم) را بررسی و اندازه گیری کنند. این شاخه در کیهان شناسی هنوز نوپاست. همان طور که در بخش همگرای ضعیف گرانشی توضیح داده شد،رصدهای دقیق تر در پیشبرد این شاخه بسیار مهم هستند. اکنون پروژه های رصدی بزرگ و متفاوتی برای مطالعه عالم با استفاده از عدسی های گرانشی در حال طراحی و اجرا هستند. در آینده، تلسکوپ های زمینی و فضایی به کمک تلسکوپ های کیهانی (عدسی های گرانشی) تصویر بهتری از عالم به ما خواهند داد.










حلقه انیشتین[ویرایش]

طبقنظریه نسبیت انیشتین نور در نزدیکی یک میدان گرانشی از مسیر خود که یک خط مستقیم است منحرف می شود.حال ما می خواهیم این نظریه را در مورد ستارگان بررسی کنیم.ابتدا یک ستاره را در نظر می گیریم که چندین سال نوری از ما فاصله دارد.اگر در بین راه این ستاره هیچ جرمی وجود نداشته باشد،ستاره دقیقا در محل واقعی خود در آسمان قرار خواهد داشت.اما بعضی ستارگان جلوی دیگر ستارگان قرار دارند و مانع از این می شود که نور ستاره پشتی به ما برسد.اما ما می‌توانیم وجود ستاره ای را در پشت آن تشخیص دهیم.دلیل آن این است که نور رسیده از ستاره a که در پشت ستاره β قرار دارد قبل از رسیدن به ما توسط میدان گرانشی ستارهβ انحنا پیدا می کند و از مسیر مستقیم خود که یک خط صاف است، منحرف می شود.به این ترتیب ما می‌توانیم ستاره ای که در پشت ستاره ای دیگر قرار دارد را مشاهده کنیم،فقط با این تفاوت که آن ستاره را در محل اصیی خودش در عالم نمی بینیم!در ضمن در این مثال به ستاره β " لنز"گفته می شود.



28E image003.jpg

ارتباط عدسیهای گرانشی با ماده تاریک[ویرایش]

مشاهدات نشان میدادند که میزان خمیدگی نور در گذر از کنار یک خوشه کهکشانی حکایت از وجود جرمی بسیار بیشتر از کل جرم قابل رویت و محاسبه شده درکهکشان داشت! به بیان ساده تر میزان خمیدگی نور بسیار بیشتر از آن بود که انتظار می رفت، بنابراین دانشمندان به این نتیجه رسیدند که باید مقدار قابل توجهی از جرم کهکشان ها از نظر پنهان مانده باشد. این معما که به " مسئله جرم گم شده در کائنات" مشهور شد سرانجام به اثبات حقیقت وجود ماده و انرژی تاریک جهان انجامید، حقیقتی درخشان که از وجود تاریک ترین ماده جهان حکایت می کرد. هرچند که وجود ماده و انرژی تاریک در جهان به اثبات رسیده است اما ماهیت و منشآ وجود آن همچنان گوشه ای از تاریکی های ذهن انسان را به خود اختصاص داده است.

منبع[ویرایش]

  • مجله نجوم، شماره 191
  • دانشنامه ستاره‌شناسی
  • ویکی پدیا فارسی انگلیسی
  • سایت نجوم ایران
  • سایت باشگاه نجوم تهران