eo es eo pt eo eo pt eo es eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo es eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo en eo eo eo eo lt eo eo eo eo de es eo eo eo eo eo sv ur eo eo eo eo es eo eo eo eo eo eo eo eo tr nl eo eo it eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo nl ar ru bg br ca hbs_lat da de en es et fa fi fr de lt he hi hbs_lat hu hy id it ja ka ko lt lv ml nl nb nb pa pl pt ru en hbs_lat en sk sl hbs_lat sv ta th tr oc fy ur vi zh eo eo eo eo eo eo eo eo eo
El Vikipedio, la libera enciklopedio
Gravita lenso estas formita kiam la lumo de tre malproksima kaj hela fonto (kiel kvazaro) estas kurbita ĉirkaŭ peza objekto (kiel peza galaksio) inter la fonta objekto kaj la rigardanto. La procezo estas sciata kiel gravita lensado, kaj estas unu el la antaŭdiroj de fizika relativeca teorio de Albert Einstein. Ĝi estis ankaŭ sciata kiel la efiko de Ejnŝtejno, kvankam tio estas ne la sola signifo de ĉi tiu termino.
Kurbiĝanta lumo ĉirkaŭ peza objekto de malproksima fonto. La oranĝkoloraj sagoj montri la videblan pozicio de la fona fonto. La blanka sagoj montri la vojo de la lumo de la vera pozicio de la fonto.
En gravita lenso, la gravito de la peza objekto kurbigas lumon, sed malsimile al optika lenso maksimuma kurbiĝo okazas plej proksime al la pezaĵo. Sekve gravita lenso ne havas solan fokusan punkton. Sekve de ĉi tiu, se la fonto, peza objekto, kaj la rigardanto kuŝas sur rekto, la fonto videblas kiel ringo malantaŭ la peza objekto. Ĉi tiu fenomeno estis unue menciita en 1924 de fizikisto Orest Chwolson [1], kaj estis kvante prikalkulita de Alberto Ejnŝtejno en 1936. Ĝi estas kutime referita al en la literaturo kiel Ejnŝtejna ringo, ĉar Chwolson ne koncernis helecon aŭ radiuso de la ringa bildo. Pli kutime, la peza aĵo (ofte galaksio) estas ne en centro, kreante plurajn bildojn laŭ la relativaj pozicioj de la fonto, lenso, kaj rigardanto, kaj la geometria formo de la gravito de la lensanta galaksio. Aldone, la rigardanto povas rekte vidi ankaŭ fonton, duplikatitan per la gravita lenso, kvankam la lensita bildo estas ĉiam esti malformigita kompare al la fonto.
Estas tri klasoj de gravita lensado:
Forta lensado: kie estas facile videblaj malformiĝoj similaj al la formigo de Ejnŝtejna ringo, arkoj, kaj multaj bildoj.
Malforta lensado: kie la malformiĝoj de fona objekto estas multe pli malgrandaj kaj povas nur esti detektitaj per analizo de granda kvanto de objektoj por trovi malformiĝojn de nur kelkaj centonoj. La lensado videblas statistike kiel preferita streĉade de la fonaj objektoj perpendikulare al la direkto al centro de la lenso.
Gravita mikrolensado: kie ne distordo en geometria formo povas vidiĝi sed la kvanto de lumo ricevita de fona objekto ŝanĝiĝas kun tempo. La fona fonto kaj la lenso povas esti steloj en la Lakta vojo en unu tipa okazo, kaj steloj en malproksima galaksio kaj eĉ pli malproksima kvazaro en alia okazo.
La efiko estas malgranda, tia ke (ĉe forta lensado) galaksio havanta mason de super 1011 sunaj masoj produktas plurajn bildojn apartigitajn per nur kelkaj angulaj sekundoj. Galaksia akumuliĝo povas produkti plurajn bildojn apartigitajn per nur kelkaj angulaj minutoj. En ambaŭ okazoj la galaksioj kaj fontoj estas sufiĉe malproksimaj, je multaj centoj de megaparsekoj for de nia galaksio.
Gravitaj lensoj agas egale je ĉiuj specoj de elektromagnetaj ondoj, ne nur je videbla lumo. Malforta lensada efiko estas studata por la kosma mikroonda fono kaj ankaŭ galaksiaj katastroj. Forta lensado estas observata ankaŭ en radiaj ondoj kaj ikso-radiaj ondoj. Se forta lenso produktas multajn bildojn, tie estos relativa tempa malfruo inter du vojoj: do, en unu bildo la lensata objekto estas observata je iu tempo antaŭ ol en la alia bildo. Ĉi tiu diferenco de la tempoj de iro de la lumo havas grandoordon taŭgan por observi sinsekve ŝanĝojn en ambaŭ bildoj en okazo de ŝanĝo en la objekto. Ekzemple la diferenco de la tempoj povas esti kelkaj horoj.
Simulado[redakti | redakti fonton]
Simulita gravita lensado (nigra truo trapasanta fonan galaksion).
Dekstren estas simulado de gravita lensanta kaŭzita de Nigra truo de Schwarzschild trairanta antaŭ la fona galaksio. Akcesora bildo de la galaksio povas vidiĝi en la nigra trua Ejnŝtejna ringo sur la flanko kontraŭa al la galaksio. La akcesora bildo kreskas kiam la unueca bildo proksimiĝas al la nigra truo. La surfaca heleco de la du bildoj restas konstantaj, sed iliaj angulaj ampleksoj varias, de ĉi tio produktante amplifon de la galaksia heleco vidata de malproksima rigardanto. Maksimuma amplifo okazas kiam la galaksio (aŭ en ĉi tiu okazo - hela parto de ĝi) estas akurate malantaŭ la nigra truo.
Historio[redakti | redakti fonton]
Laŭ fizika relativeco, maso kurbigas spaco-tempon por krei gravitan kampon kaj pro tio kurbigi lumon kiel rezulto. Ĉi tiu teorio estis konfirmita en 1919 dum suna eklipso, kiam Arthur Eddington observis ke lumo de steloj pasanta proksime al suno estis malmulte kurba, tiel ke steloj aperas malmulte el pozicio.
Ejnŝtejno komprenis ke eblas por ankaŭ astroj kurbigi lumon, kaj ke je la ĝustaj kondiĉoj, oni devas observi multaj bildoj de sola fonto, nomatajn kiel gravita lensado aŭ iam gravita miraĝo. Tamen, ĉar li nur konsideris gravitan lensadon per solaj steloj, li konkludis ke la fenomeno devus plej verŝajne resti neobservita dum antaŭvidebla estonto. En 1937, Fritz Zwicky la unua konsideris okazon kie galaksio povas agi kiel lenso, kaj laŭ liaj kalkuloj ĉi tio devus atingi eblecojn de observadoj.
Sed nur en 1979 la unua gravita lenso estis esplorita. Ĝi iĝis sciata kiel la "Ĝemela Kvazaro" ĉar ĝi komence aspektis kiel du identaj kvazaroj; ĝi estas oficiale nomita kiel Q0957+561. Ĉi tiu gravita lenso estis esplorita hazarde per Dennis Walsh, Bob Carswell, kaj Ray Weymann uzante la 2,1 metran teleskopon de Nacia Observatorio de Akraĵo Kitt.
La studoj de gravita lensoj estas grava parto de la estonto de astronomio kaj astrofiziko.
Kosmosciencaj aplikoj[redakti | redakti fonton]
La plej grava apliko de gravita lensado en kosmoscienco estas la malforta lensado de galaksioj. Per mezuro de la geometriaj formoj kaj orientiĝoj de grandaj nombroj de malproksimaj galaksioj, iliaj orientiĝoj, povas esti averaĝigitaj por mezuri la tondon de la lensanta kampo en ĉiu regiono. Ĉi tio, laŭvice, povas esti uzita por rekonstrui la masan distribuon en la areo: aparte, la fonan distribuon de malluma materio. Ĉar galaksioj estas mem elipsaj kaj la malforta gravita lensado estas malgranda, tre granda nombro de galaksioj devas esti uzata en ĉi tiuj esploroj. Ĉi tiuj malfortaj lensadaj katastroj devas zorgeme eviti plurajn gravajn fontojn de sistema eraro: la aprioran geometrian formon de galaksioj, la emon de fotila punkta disvastiga funkcio malformigi la geometria formon de galaksio kaj la emon de atmosfero malformigi bildojn. La rezultoj de ĉi tiuj katastroj estas gravaj por kosmoscienca parametra proksumumigo, por pli bona kompreno kaj plibonigo de la A-CDM modelo, kaj por provizi konsekvencan kontrolon de la aliaj kosmosciencaj observadoj. Ili povas ankaŭ provizi gravajn limigojn de la malluma energio.
Fortaj gravitaj lensoj povas esti uzita por ekzameni objektojn je distancoj je kiuj ili devus normale ne vidiĝi, provizante informon de plia malproksimo ol alie eble. Ankaŭ, ne nur la objekto estanta lensita sed la lenso mem povas provizi utilan informo. Per inversigo de la lensa ekvacio informo povas esti kolektita pri maso kaj distribuo de la lensanta korpo.
La statistiko de fortaj gravitaj lensoj povas ankaŭ esti uzata por mezuri valorojn de kosmosciencaj parametroj tiaj kiel la kosmoscienca konstanto kaj la meznombra denseco de materio en la universo. Aktuale, la statistiko ne faras tre fortajn limigojn sur la kosmosciencaj parametroj, parte ĉar la nombro de fortaj lensoj estas relative malgranda (malpli ol cent).
Alia parametro kiu povas estis kalkulita surbaze de studoj de gravitaj lensoj estas konstanto de Hubble kiu kodas aĝon kaj amplekson de la universo. Teorie, ĝi povas esti difinita per mezuro de du kvantoj: de la angula distanco inter du bildoj, kaj de la tempa malfruo inter ĉi tiuj bildoj.
Estas du partoj de la tempa malfruo:
La unua estas la evidenta malfruo pro al la diferenco en optika voja longo inter la du radioj.
La dua estas efiko de ĝenerala relativismo, la efiko de Shapiro, kiu priskribas tion ke lumaj radioj bezonas pli longan tempon por trairi regionon de pli forta gravito, (vidu en gravita pliglongiĝo de tempo).
Ĉar la du radioj travojaĝas malsamajn partojn de gravita potencialo kreita de la lenso, la horloĝoj portantajn la fontan signalon estos diferencigita per malgranda kvanto.
Astronomiaj aplikoj[redakti | redakti fonton]
Reala gravita lensado efikas kiel estas observata per la Kosmoteleskopo Hubble en Abell 1689 - Pligrandigu la bildon por vidi la lensadajn arkojn
Gravitaj lensoj povas esti uzitaj kiel gravitaj teleskopoj ĉar ili pligrandiĝas bildojn de objektoj kiuj esta malantaŭ ili. Esploristoj en Caltech uzis la gravitan lensadon de akumuliĝo de galaksioj Abell 2218 por detekti la plej malproksima sciatan galaksion (15-a de februaro, 2004) per bildoj de la Kosmoteleskopo Hubble.
Gravita mikrolensado povas provizi informon pri kompare malgrandaj astroj, ankaŭ en nia galaksio, ankaŭ pri ekstersunaj planedoj. Tri ekstersunaj planedoj estis trovitaj tiamaniere, kaj ĉi tiu Manieroj de detektantaj ekstersunaj planedoj#Gravita mikrolensado promesas trovon de planedoj de masoj similaj al tiu de tero ĉirkaŭ sunsimilaj steloj.
Gravita lensado povas esti uzata por kalkuli pritakson de kvanto de malluma materio en la lensanta korpo.
Eksteraj ligiloj[redakti | redakti fonton]
Kategorio Gravita lenso en la Vikimedia Komunejo (Multrimedaj datumoj)
XFGLenses - komputila programo al bildigi gravitajn lensojn, Francisco Frutos-Alfaro
G-LenS - simulado de gravitaj lensoj de punkta maso, Mark Boughen.
Einstein 1936, pri gravitaj lensoj germane
Informoj pri la paĝo
Citi ĉi tiun artikolon
Ĉi tiu paĝo estis lastafoje redaktita je 18:36, 29 sep. 2013.
La teksto disponeblas laŭ la permesilo Krea Komunaĵo Atribuite-Samkondiĉe 3.0 Neadaptita; eble aldonaj kondiĉoj aplikeblas. Vidu la uzkondiĉojn por detaloj.
Regularo pri respekto de la privateco
Vidigo por porteblaj aparatoj