عدسی گرانشی: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
(چگونگی کار با عدسی های گرانشی)
جز (جایگزینی متن - 'ي' به 'ی')
سطر ۱: سطر ۱:
[[پرونده:156541.JPG|چهار تصوير ايجاد شده از [[اختروش]] QSO 0305+2237 را نشان مي دهد که پشت کهکشان ZW 030+2237 قرار داد. اين اختروش، هشت ميليارد[[ سال نوري]] از زمين فاصله دارد در حالي که فاصله ي کهکشان عدسي از ما چهارصد ميليون سال نوري است. |چپ|قاب]]
+
[[پرونده:156541.JPG|چهار تصویر ایجاد شده از [[اختروش]] QSO 0305+2237 را نشان می دهد که پشت کهکشان ZW 030+2237 قرار داد. این اختروش، هشت میلیارد[[ سال نوری]] از زمین فاصله دارد در حالی که فاصله ی کهکشان عدسی از ما چهارصد میلیون سال نوری است. |چپ|قاب]]
  
همان طور که مسير [[نور]] بر اثر عبور از[[عدسی]] منحرف مي شود، هنگام عبور از کنار جرم هم منحرف مي شود. پس مي توانيم از [[ستاره]] ها، [[کهکشان]] ها و خوشه هاي کهکشاني به عنوان عدسي استفاده کنيم. نام اين نوع عدسي ها را گذاشته اند عدسي گرانشي. پس از شکل گيري[[نسبیت عام]]، انحراف نور در کنار اجرام مطالعه شد. پيش تر از آن هم، اين انحراف با استفاده از گرانش نيوتوني محاسبه شده بود. در گرانش نيوتونی مي توان نور را نيز مانند ذره ای جرم دار در نظر گرفت و مسير اين ذره را در کنار جرمی ديگر به دست آورد. مسير نور مانند مسير هر ذره ي جرم داري، هنگام عبور از کنار جرمی ديگر (مانند [[خورشید]]) منحرف مي شود. نسبيت عام، اين انحراف را با رهيافتی ديگر به دست مي دهد (البته مقدار نسبيتی انحراف دو برابر مقدار نيوتونی آن است).
+
همان طور که مسیر [[نور]] بر اثر عبور از[[عدسی]] منحرف می شود، هنگام عبور از کنار جرم هم منحرف می شود. پس می توانیم 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 گیری[[نسبیت عام]]، انحراف نور در کنار اجرام مطالعه شد. پیش تر از آن هم، این انحراف با استفاده از گرانش نیوتونی محاسبه شده بود. در گرانش نیوتونی می توان 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).
  
  
نخستين بار، اخترفيزيکدانی انگليسي به نام ادينگتون اين انحراف نور را اندازه گيری کرد.  
+
نخستین بار، اخترفیزیکدانی انگلیسی به نام ادینگتون این انحراف نور را اندازه گیری کرد.  
  
اودر[[خورشيدگرفتگي]] سال 1919،1298 هنگام گرفت کامل و تاريک شدن [[خورشيد]]، تصويرهايي از[[ ستاره]] های زمينه و پيرامون خورشيد گرفت. به اين ترتيب مکان ستاره هاي پيرامون خورشيد را نسبت به ستاره هاي ديگر آسمان به دست آورد. نسبيت عام پيش بيني مي کند که نور ستاره بر اثر عبور از کنار خورشيد منحرف مي شود و اين باعث جابه جايي مکان تصوير ستاره در آسمان خواهد بود. او براي به دست آوردن اين انحراف، چند ماه بعد، زماني که فاصله ي زاويه اي خورشيد با آن ستاره زياد بود بار ديگر تصويري از آن ناحيه از آسمان گرفت. با مقايسه ي اين دو تصوير، '''ميزان جابه جايي ستاره ها را به دست آورد''' و اين مقدار، به تقريب، همان مقدار پيش بيني شده در نسبيت عام بود.  
+
اودر[[خورشیدگرفتگی]] سال 1919،1298 هنگام گرفت کامل و تاریک شدن [[خورشید]]، تصویرهایی از[[ ستاره]] 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 ی 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.  
  
اين پديده ی  ساده ی انحراف نور، بعدها در نجوم و [[کیهان شناسی]] رصدی، مهم شد.
+
این پدیده ی  ساده ی انحراف نور، بعدها در نجوم و [[کیهان شناسی]] رصدی، مهم شد.
  
 
[[پرونده:اختروش-1293257391.jpg|نحوه عمل اجرام سنگین وزن به عنوان عدسی حلقه[[ انیشتین]]|چپ|قاب]]
 
[[پرونده:اختروش-1293257391.jpg|نحوه عمل اجرام سنگین وزن به عنوان عدسی حلقه[[ انیشتین]]|چپ|قاب]]
سطر ۴۱: سطر ۴۱:
  
  
حالا مي توانيم مسايل متنوع اپتيک را در اين جا هم برسي کنيم: بزرگ نمايي تصوير، چند تصويري، حلقه اي شدن تصوير، سوختيک ها (Caustics) و ... . يعني مي توانيم از خوشه اي کهکشانی، مانند تلسکوپ براي رصد کهکشان هاي دوردست استفاده کنيم. اين عدسی پر جرم مي تواند نور کهکشان هاي کم سو در دوردست را تقويت کند و به اين ترتيب ما آن کهکشان را رصد کنيم. کاري که در شرايط ايده آل، بهتر از تلسکوپ هاي فضايی هم انجام می شود. يا اين که مي توانيم با استفاده از چند تصويري شدن يا تغيير شکل تصوير و کماني شدن تصوير، جرم عدسي را محاسبه کنيم. يعني از روشي غير مستقيم، جرم خوشه اي کهکشاني را تخمين بزنيم. امروزه اين روش يکي از روش هاي اندازه گيري جرم خوشه های کهکشانی است. چون جرم ماده باعث انحراف نور مي شود (چه ماده ي روشن باشد و چه ماده ی  تاريک)، با اندازه گيری آثار همگرايي گرانشی  در کهکشان های زمينه می توان تخمينی از ميزان و توزيع جرم خوشه ي عدسي به دست آورد.  
+
حالا می توانیم مسایل متنوع اپتیک را در این جا هم برسی کنیم: بزرگ نمایی تصویر، چند تصویری، حلقه ای شدن تصویر، سوختیک ها (Caustics) و ... . یعنی می توانیم از خوشه ای کهکشانی، مانند تلسکوپ برای رصد کهکشان های دوردست استفاده کنیم. این عدسی پر جرم می تواند 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 می توانیم 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 می توان تخمینی از میزان و توزیع جرم خوشه ی عدسی به دست آورد.  
 
[[پرونده:156542.JPG||چپ|قاب]]
 
[[پرونده:156542.JPG||چپ|قاب]]
البته همه ی اين ها در عمل به اين سادگی نيستند. در اين جا هم درست مانند اپتيک هندسی ساده، نياز داريم فاصله ی چشم از ناظر، عدسي از ناظر و [[عدسی]] تا چشمه را بدانيم (در هندسه ي غير اقليدسي فاصله ي عدسي تا چشمه لزوماً از روي دو فاصله ي ديگر به دست نمي آيد). همچنين بايد مطمئن شويم که همگرايي رخ داده است. در اين اپتيک کيهاني آنچه ثبت مي کنيم فقط تصويري از آسمان است و بايد با استفاده از شواهدي بدانيم آيا همگرايي رخ داده است يا نه. يعني آثا مثلاً چند تصوير مشابهی که مي بينيم، تصاوير يک چشمه اند يا چند جسم متفاوت اند. نمونه هايي از پديده ي همگرايي گرانشي را در تصویر بالا میبینید .
+
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 ، تصاويری از حلقه ها موسوم به حلقه اينشتين را نشان مي دهد. زماني که چشمه، عدسي و ناظر در يک راستا باشند، تصوير همگرا شده اي که ناظر از چشمه مي بيند، حلقه اي به دورعدسي است. جسم پرنور در مرکز هر تصوير، '''عدسی''' است و حلقه ي دور آن، تصوير کهکشان زمينه است. نخستين حلقه ي اينشتين در سال 1998/1377 در همکاري بين دانشگاه منچستر و [[تلسکوپ فضایی هابل]] کشف شد.
+
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 ==
 
== انواع همگرایی گرانشی ==
  
همگرايي گرانشي بسته به [[جرم]] عدسي ها، فاصله ها و موقعيت هاي زاويه ای که دارند، پديده های متفاوتی را ايجاد مي کند. اين پديده ها به سه دسته تقسيم مي شوند:  
+
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. ريزهمگرايي گرانشی
+
'''1. ریزهمگرایی گرانشی
  
2.همگرايي قوي گرانشی
+
2.همگرایی قوی گرانشی
  
3.همگرايي ضعيف گرانشی'''
+
3.همگرایی ضعیف گرانشی'''
  
  
  
==ریز همگرايي گرانشی==
+
==ریز همگرایی گرانشی==
 
[[پرونده:Gradvitational lens-full.jpg|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.|چپ|قاب]]
 
[[پرونده:Gradvitational lens-full.jpg|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.|چپ|قاب]]
  
در اين پديده ی همگرايی گرانشی، تغيير شکل جرم زمينه يا چند - تصويري ديده نمی شود. آنچه رصد مي شود تقويت نور چشمه است. يعني مثلاً عدسي اي ([[ستاره]] اي) از جلوي چشمه ای (ستاره ای ديگر) عبور مي کند و هنگام عبور، نور ستاره ي زمينه را همگرا می کند و از آن ستاره دو يا چند تصوير ايجاد مي کند. به دليل فاصله ي بسيار کم دو تصوير، ناظر نمي تواند اين تصاوير را از هم تفکيک کند و در عوض آنچه مشاهده مي کند، تقويت نور چشمه است. اين پديده در دو گستره مشاهده شده است:  
+
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 ی 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 نمی تواند 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 يا در همسايگان نزديک ما ([[[[ابرماژلانی]] بزرگ]] و کوچک) هستند. از اين روش براي مشاهده غير مستقيم کوتوله های قهوه ای و[[ماده تاريک]] فشرده درون کهکشان استفاده مي شود  
+
1- چشمه و [[عدسی]] دو [[ستاره]] در [[کهکشان]] ما یا در همسایگان نزدیک ما ([[[[ابرماژلانی]] بزرگ]] و کوچک) هستند. از این روش برای مشاهده غیر مستقیم کوتوله های قهوه ای و[[ماده تاریک]] فشرده درون کهکشان استفاده می شود  
  
  
2- نور رسيده از [[اختروش]] دور دست بر اثر عبور از درون يک[[ کهکشان]]، توسط ستاره هاي آن کهکشان همگرا می شود و افت و خيزهايی در تصويرهای اختروش (که خود اين تصويرها بر اثر همگرايی گرانشی ايجاد شده اند) ديده مي شود.
+
2- نور رسیده از [[اختروش]] دور دست بر اثر عبور از درون یک[[ کهکشان]]، 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.
  
  
سطر ۷۵: سطر ۷۵:
  
  
== همگرايی قوی گرانشی==
+
== همگرایی قوی گرانشی==
  
  
در اين پديده، تغيير شکل چشمه به خوبی قابل مشاهده است. يا اين که چند تصوير از چشمه ديده مي شود. حلقه اينشتين، تصويرهاي چندگانه [[اختروش]] ها و کمان هاي بزرگ مثال هايی از اين پديده اند .
+
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 .
  
== همگرايی ضعيف گرانشی ==
+
== همگرایی ضعیف گرانشی ==
  
  
در پديده های همگرايی ضعيف گرانشی، تغيير شکل در چشمه های زمينه بسيار کوچک است و به شکل کمان های بزرگ و حلقه اينشتين قابل مشاهده نيست. در نتيجه، فقط مي توان با تحليل کردن تعداد زيادی چشمه و اندازه گيری تغيير شکل آن ها، علامتي از همگرايی گرانشی دريافت کرد . اگر در ناحيه اي از کهکشان های زمينه به طور متوسط تغيير شکلي در کهکشان ها ديده شود علامتي از همگرايي ضعيف گرانشي است. از اين روش براي بررسي توزيع جرم عدسی استفاده مي شود.  
+
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 می توان 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 اين روش '''خطاهای آماری''' بسيار مهم اند. چون بيشتر[[ کهکشان]] ها به طور ذاتی بيضي شکل اند و چون علامت همگرايی ضعيف گرانشی بسيار کوچک است، خطای حاصل از شکل ذاتی کهکشان ها و پهن شدگی نور توسط [[جو]] و [[تلسکوپ]]، بسيار مهم و تأثيرگذار است. روش هاي مختلفي براي کم کردن اين خطاها به وجود آمده اند. و در حال کامل شدن اند. رصدهاي همگرايي ضعيف گرانشی براي تخمين زدن پارامترهای کيهان شناسی هم به کار مي روند و روشي هستند برای اندازه گيري توزيع جرم در عالم. البته خطاهای آماری بسيار مهم و دست و پاگيرند.
+
در این روش '''خطاهای آماری''' بسیار مهم اند. چون بیشتر[[ کهکشان]] 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.
[[پرونده:156544.JPG|شکل 4، تصوير دو خوشه کهکشانی معروف به خوشه گلوله ای را نشان مي دهد که باعث تغيير شکل کهکشان های زمينه شده اند. توزيع جرم خوشه گلوله ای، با روش همگرایی ضعيف گرانشی به دست آمده است. پربندها، خطوط هم پتانسيل گرانشی را نشان مي دهند. |چپ|قاب]]
+
[[پرونده:156544.JPG|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. |چپ|قاب]]
  
گستره هاي مختلف همگرايي گرانشی، روش هاي مختلفی را در اختيار کيهان شناسان قرار داده اند تا جرم خوشه های کهکشاني، نمايه ي چگالي هالهی [[ماده تاريک]] [[کهکشان]] ها، توزيع جرم خوشه هاي کهکشانی و پارامترهای کيهان شناسی (از جمله چگالی ماده در عالم) را بررسي و اندازه گيری کنند.  
+
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.  
اين شاخه در کيهان شناسي هنوز نوپاست. همان طور که در بخش همگرای ضعيف گرانشی توضيح داده شد،رصدهاي دقيق تر در پيشبرد اين شاخه بسيار مهم هستند. اکنون پروژه هاي رصدي بزرگ و متفاوتی برای مطالعه عالم با استفاده از عدسي های گرانشی در حال طراحی و اجرا هستند. در آينده، تلسکوپ هاي زمينی و فضايي به کمک تلسکوپ های کيهانی (عدسی های گرانشی) تصوير بهتری از عالم به ما خواهند داد.
+
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.
  
  
سطر ۱۱۲: سطر ۱۱۲:
 
[[پرونده:7D7 image002.jpg|[[حلقه انیشتین]]|چپ|قاب]]
 
[[پرونده:7D7 image002.jpg|[[حلقه انیشتین]]|چپ|قاب]]
  
طبق[[ نظريه نسبيت]] [[انيشتين]] نور در نزديكي يك ميدان گرانشی از مسير خود كه يك خط مستقيم است منحرف می شود.حال ما مي خواهيم اين نظريه را در مورد ستارگان بررسي كنيم.ابتدا يك [[ستاره]] را در نظر مي گيريم كه چندين سال نوری از ما فاصله دارد.اگر در بين راه اين ستاره هيچ جرمی وجود نداشته باشد،ستاره دقيقا در محل واقعی خود در آسمان قرار خواهد داشت.اما بعضي ستارگان جلوي ديگر ستارگان قرار دارند و مانع از اين مي شود كه نور ستاره پشتی به ما برسد.اما ما مي توانيم وجود ستاره ای را در پشت آن تشخيص دهيم.دليل آن این است كه نور رسيده از ستاره a كه در پشت ستاره β قرار دارد قبل از رسيدن به ما توسط ميدان گرانشی [[ستاره]]β انحنا پيدا مي كند و از مسير مستقيم خود كه يك خط صاف است، منحرف مي شود.به اين ترتيب ما مي توانيم ستاره ای كه در پشت ستاره ای ديگر قرار دارد را مشاهده كنيم،فقط با اين تفاوت كه آن ستاره را در محل اصیي خودش در عالم نمي بينيم!در ضمن در اين مثال به ستاره β '''" لنز"'''گفته مي شود.
+
طبق[[ نظریه نسبیت]] [[انیشتین]] نور در نزدیكی یك میدان گرانشی از مسیر خود كه یك خط مستقیم است منحرف می شود.حال ما می خواهیم این نظریه را در مورد ستارگان بررسی كنیم.ابتدا یك [[ستاره]] را در نظر می گیریم كه 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 كه نور ستاره پشتی به ما برسد.اما ما می توانیم وجود ستاره ای را در پشت آن تشخیص دهیم.دلیل آن این است كه نور رسیده از ستاره a كه در پشت ستاره β قرار دارد قبل از رسیدن به ما توسط میدان گرانشی [[ستاره]]β انحنا پیدا می كند و از مسیر مستقیم خود كه یك خط صاف است، منحرف می شود.به این ترتیب ما می توانیم ستاره ای كه در پشت ستاره ای دیگر قرار دارد را مشاهده كنیم،فقط با این تفاوت كه آن ستاره را در محل اصیی خودش در عالم نمی بینیم!در ضمن در این مثال به ستاره β '''" لنز"'''گفته می شود.
  
  

نسخهٔ ‏۱ سپتامبر ۲۰۱۲، ساعت ۲۲:۲۲

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 ی 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 می توانیم 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 نیوتونی محاسبه شده بود. در گرانش نیوتونی می توان 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.

اودرخورشیدگرفتگی 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 ی 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

حالا می توانیم مسایل متنوع اپتیک را در این جا هم برسی کنیم: بزرگ نمایی تصویر، چند تصویری، حلقه ای شدن تصویر، سوختیک ها (Caustics) و ... . یعنی می توانیم از خوشه ای کهکشانی، مانند تلسکوپ برای رصد کهکشان های دوردست استفاده کنیم. این عدسی پر جرم می تواند 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 می توانیم 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 می توان 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

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

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 ی 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 نمی تواند 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 ([[ابرماژلانی 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

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

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 می توان 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

طبقنظریه نسبیت انیشتین نور در نزدیكی یك میدان گرانشی از مسیر خود كه یك خط مستقیم است منحرف می شود.حال ما می خواهیم این نظریه را در مورد ستارگان بررسی كنیم.ابتدا یك ستاره را در نظر می گیریم كه 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 كه نور ستاره پشتی به ما برسد.اما ما می توانیم وجود ستاره ای را در پشت آن تشخیص دهیم.دلیل آن این است كه نور رسیده از ستاره a كه در پشت ستاره β قرار دارد قبل از رسیدن به ما توسط میدان گرانشی ستارهβ انحنا پیدا می كند و از مسیر مستقیم خود كه یك خط صاف است، منحرف می شود.به این ترتیب ما می توانیم ستاره ای كه در پشت ستاره ای دیگر قرار دارد را مشاهده كنیم،فقط با این تفاوت كه 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

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

مجله نجوم، شماره 191

دانشنامه ستاره شناسی

em.wikipedia

سایت نجوم ایران

سایت باشگاه نجوم تهران