Kütle çekimsel merceklenme

Tanım

Optik merceğin tersine, maksimum bükülme kütleçekimsel merceğin merkezine yakın,  minimum bükülme ise merkezden uzakta gerçekleşir. Sonuç olarak, kütleçekimsel mercek tek bir odak noktasına sahip değildir. Onun yerine odak çizgisi vardır. Eğer ışık kaynağı (mercek gibi davranan devasa gök cismi)  ile gözlemci düz bir doğrultu üzerinde bulunuyorlarsa, gerçek ışık kaynağı mercek gibi davranan devasa gök cisminin etrafında halka şeklinde görünür. Eğer bir hizalama varsa, gözlemci halka yerine parçalı yaylar görecektir. Bu olgu ilk defa 1924 yılında fizikçi Orest Chwolson tarafından bahsedilmiştir. ve 1936 yılında Albert Einstein tarafından hesaplanmıştır. Bu sıklıkla literatürde Einstein halkası olarak geçer. Chwolson akı veya halka fotoğrafının yarıçapı ile ingilenmemiştir. Daha çok, mercek gibi davranan kütlelerin karmaşık olduğu (galaksi grubu veya galaksi kümesi gibi) ve uzay-zamanın küresel çarpıtmasına neden olmayan yerlerde kaynağın mercek etrafında parçalı yaylara neden olduğu yerleri incelemiştir. Gözlemci aynı kaynağın çoklu bozulmuş resimlerini görebilir. Kaynağın, merceğin, gözlemcinin, göreli konumlarına bağlı olarak, sayıları ve biçimleri değişebilir.
Üç tip kütleçekimsel merceklenme sınıfı vardır:
1. Güçlü merceklenme: Einstein halkasının, yayların ve çoklu resimlerin oluşumu gibi kolaylıkla görünen çarpıtmaların olduğu yerler.
2. Zayıf merceklenme: arka plandaki kaynakların çarpıtmalarının çok daha küçük olduğu yerler. Bunların tespit edilebilmesi için çok sayıda kaynağa bakılarak sadece küçük bir yüzdedeki uyumlu çarpıtmaların bulunması gerekir. Merceklenme statik olarak gösteriyor ki arka plandaki objelerin öncelikli gerilmeleri merceğin merkezi boyunca olan yöne diktir. Biçimlerin ölçülmesi ile ve uzaktaki çok sayıda galaksinin uyum sağlaması, herhangi bir bölgedeki merceklenmiş alanın ortalama uyumu ölçülebilir. Bu o bölgedeki kütle dağılımının tekrar yapılması için kullanılabilir. Özel olarak, arka plandaki karanlık madde dağılımı tekrar yapılabilir. Galaksiler özünde eliptiklerdir ve zayıf kütleçekimsel merceklenme sinyali çok küçüktür. Galaksilerin çoğu bu araştırmalarda kullanılmalıdır. Bu zayıf mercek araştırmaları, sistematik hataya sebep olabilecek önemli kaynaklardan dikkatlice arındırılmalıdır. Galaksilerin gerçek yapılarının, kameranın tek bir noktaya odaklanma eğilimi galaksinin şeklini bozabilir ve  gökbilimsel görme nedeniyle bozulan resimler anlaşılmalıdır ve dikkatlice sayılmalıdır. Bu araştırmaların sonuçları kozmolojik değişken tahminleri için önemlidir. Lamda-CDM modelinin daha iyi anlaşılması ve geliştirilebilmesi için önemlidir ve diğer kozmolojik gözlemlerinin kontrolünde tutarlılık sağlıyor. Bu araştırmalar aynı zamanda karanlık enerji üzerine yapılacak ilerideki kısıtlamaları sağlayabilir.
3. Mikro merceklenme: Şekilde hiç bozulmanın olmadığı yerler görülebilir. Arka plandaki objeden alınan ışığın miktarı zamanla değişiyor. Tipik bir durumda mercek etkisi gösteren obje samanyolundaki yıldızlar olabilir, arka plandaki kaynak uzak galaksideki bir yıldız olabilir. Diğer bir durumda ise çok uzaktaki kuasar bile olabilir. Etki çok küçüktür, güçlü merceklenme durumundaki gibi güneş kütlesinin 100 milyar katı bir kütleye sahip bir galaksi bile sadece birkaç açı saniyesi ile ayrılan çoklu resimler üretebilir. Galaksi kümeleri birkaç açı dakikası aralıklar üretebilir. Her iki durumda da galaksiler ve kaynaklar uzaktadırlar, galaksimizden yüzlerce megaparsek uzaklığında.
Kütleçekimsel merceklenme bütün elektromanyetik radyasyon çeşitlerinde eşit derecede davranır, sadece  görünür ışıkta değil. Zayıf merceklenme etkisi, kozmik mikrodalga arka plan ışıması için çalışılmıştır ve aynı zamanda galaksi araştırmaları için. Güçlü merceklenme radyo ve X-ray bölgelerinde gözlenmiştir. Eğer güçlü mercekler çoklu resimler üretiyorsa iki yol arasında göreli bir zaman gecikmesi olacaktır. Bir resimdeki merceklenmiş obje diğer resimden daha önce gözlenecektir.

Tarihçe

Galaksi kümeleri ve kara delik gibi çok büyük kütleli cisimlerin etrafındaki uzayzaman bükülür ve galaksi gibi arka plandaki bir kaynaktan gelen ışınların bükülmüş uzay zaman boyunca yolunun değiştirilmesi ile sonuçlanır. Bu mercek etkisi arka plandaki kaynağın resmini büyütür veya yolunu saptırır.
Genel görelilik teorisine göre, kütle uzay-zamanı yerçekim alanı oluşturmak için büker ve ışığın bükülmesine neden olur. Bu teori 1919’daki güneş tutulması sırasında kanıtlanmıştır. Arthur Eddington ve Frank Watson Dyson Güneş’in çok yakınından geçen yıldızlardan gelen ışığın biraz büküldüğünü gözlediler bu yüzden yıldızlar geçek konumlarının biraz dışında kalıyormuş gibi görünüyor.
Einstein, aynı zamanda  astronomik cisimlerin de ışığı bükebileceğinin mümkün olduğunu fark etti. Uygun koşullar altında, bir gözlemci tek bir kaynağın çoklu resimlerini gözleyebilir. Bu olay kütleçekimsel mercek veya bazen kütleçekimsel serap olarak adlandırılır.
Bununla birlikte, onun düşüncesine göre sadece tek yıldızın sebep olduğu yerçekimsel merceğin büyük olasılıkla yakın gelecekte gözlenmeyeceği sonucuna varmıştır. 1937 yılında, Fritz Zwicky galaksinin bir kaynak gibi davranabildiği durumları ilk defa düşünmüştür. Yaptığı hesaplamalara göre, gözlemlerin ulaşabileceği aralıkta iyi olması gerektiği sonucuna vardı.
İlk kütleçekimsel merceğin keşfedildiği 1979 yılına kadar değildi. İlk keşfedilen kozmik mercek "İkiz QSO'da" olarak adlandırılmıştır ve en başta iki özdeş gökyüzü cismi gibi görünüyordu. Resmi adı 0957 + 561 SBS olarak belirlenmiştir. Bu yerçekimsel mercek Dennis Walsh, Bob Carswell ve Ray Weymann tarafından Kitt Peak Ulusal Gözlemevi’ndeki 2.1 metre çapındaki teleskop kullanılarak tespit edilmiştir.
1980'lerde, astronomlar CCD kameralar ve bilgisayarın birlikte kullanılmasıyla, her gece  milyonlarca yıldızın parlaklığının ölçülebileceğini fark etti. Galaksi merkezi veya Macellan bulutları gibi yoğun alanlarda, her yıl birçok mikro merceğin keşfedilme potansiyeli var. Bu Optik Yerçekimsel Merceklenme Deneyleri’ne veya bununla bağlantılı yüzlerce alana efor harcanmasına izin verdi.

Kütleçekimsel merceklenme araştırmaları

Kütleçekimsel merceklerin çoğu geçmişte yanlışlıkla keşfedilmiştir. Kuzey yarımküredeki kütleçekimsel mercek araştırmaları (Kozmik Mercek Tüm Gökyüzü Araştırması) New Mexico’daki Very Large Array (VLA) kullanılarak radyo frekanslarında yapılmıştır. Bu araştırmalar 22 yeni mercek sistemi keşfedilmesine izin vermiştir ve önemli bir kilometre taşı olmuştur. Çok uzaktaki nesnelerin bulunması için yapılan araştırmalara yepyeni bir pencere açtı böylece kozmolojik parametreler için değerler bulunabilir.  Böylece evreni daha iyi anlayabileceğiz.
Güney yarımkürede yapılan benzer bir araştırma, kuzey yarımküredeki araştırmaları tamamlayıcı olması açısından ve diğer hedefleri elde etmek yolunda çok iyi bir adım olacaktır. Bu gibi bir araştırma, iyi kalibre edilmiş ve iyi parametreli alet ve verilerle yapılırsa, sonuç  kuzey araştırmalarına benzer olması beklenebilir.
2009’da Science Daily’de yayınlanan makalede ABD’deki Lawrence Berkeley Ulusal Enerji Laboratuvarı Bölümünden bir kozmolog liderliğindeki bilim adamlarından oluşan bir ekip tarafından daha önce mümkün olduğundan çok daha eski ve küçük yapıların kütleçekimsel merceklenmenin kullanımında büyük ilerleme kaydetmişlerdir. Bu çalışmalar uzaktaki galaksilerdeki zayıf kütleçekimsel merceklenme üzerine yapılan ölçümlerin iyileştirilmesi sayesindedir.
Almanya Heidelberg’deki Max Planck Enstitüsü’nden astronomlar uzaktaki birçok kütleçekimsel mercek özelliği  gösteren galaksinin NASA'nın Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak J1000+0221 isimlendirildiğini keşfetti. En uzak dörtlü görüntü merceksi galaksi biliniyor ve daha sonra Hubble Uzay Teleskobu ve Keck teleskobu ile görüntülenen, spektroskopi kullanılarak gökbilimcilerden oluşan  uluslararası bir ekip tarafından daha da uzaktaki iki görüntülü merceksi galaksi keşfedilmiştir. IRC 0218 merceğinin keşfi ve analizi 23 Haziran 2014 tarihinde Astrophysical Journal Letters dergisinde yayınlandı.
30 Eylül 2013 tarihinde Physical Review Dergisi’nin çevrimiçi versiyonunda yayınlanan Montreal, Kanada’daki McGill Üniversitesi'nin yönettiği bir araştırma ile B - modları keşfedildi. Bunlar kütleçekimsel merceklenme etkisi nedeniyle oluşuyor. Bu keşif Ulusal Bilim Vakfı’nın Güney Kutbu Teleskobu kullanılarak ve Herschel Uzay Gözlemevi’nin yardımıyla yapılmıştır. Bu keşif, evrenimizin kökeni hakkındaki teorileri test etmeye olanak sunacak

Güneş’in kütleçekimsel merceklenmesi

Albert Einstein 1936 yılında, aynı yönde giden ışık ışınlarının Güneş’in kenarından geçtiğini tahmin etti. Bu ışın demetleri yaklaşık olarak Güneş’ten 542 Astronomi Birimi uzaklıktaki bir odak noktasında birleşiyor. Böylece, Güneş kütleçekimsel bir mercek gibi davranıyor ve  uzaktaki nesneleri büyütüyor. Uzay aracının konumu gerekli görüldüğü zaman Güneş’e göre farklı hedefleri seçerek değiştirilebilir. Bu mesafe, Voyager 1 gibi uzay sondalarındaki ekipmanların kapasitesi ve işleyişinin çok ötesinde. Bilinen gezegenler ve cüce gezegenlerin de ötesinde, binlerce yıl uzaktaki 90377 Sedna son derece eliptik yörüngesinde daha da uzağa hareket edecek . 21-cm hidrojen çizgisindeki mikrodalgalar gibi, bu lens aracılığıyla potansiyel olarak yüksek yerlerdeki sinyallerin tespiti için bir uzay aracı bu mesafeye gönderilebilir. Bu, SETI araştırmalarının ilk günlerinde Frank Drake tarafından önerildi.Çok amaçlı uzay aracı SETISAIL ve sonraki FOCAL 1993 yılında ESA tarafından önerilmiştir. Ancak, zor bir görev olması bekleniyor. Eğer bir uzay aracı 542 Astronomik Birim’i geçerse, merceğin başarısı ve görüntü oluşturma yeteneği daha ilerilere gittikçe gelişerek devam edecek. Çünkü bu mesafelerde odağa gelen ışınlar Güneş’in taç küresinin sebep olduğu bozulmadan daha uzaktan geçecek.

Zayıf merceklenmeyi ölçmek

Kaiser (1995), Luppino ve Kaiser (1997) ve Hoekstra (1998) etkileri Point Yayılma Fonksiyonu’na  dönüştüren (PSF) bir metot öne sürdüler. Bu yöntem (KSB +) mevcut zayıf merceklenme ölçümlerinde en yaygın  kullanılan yöntemdir. Galaksiler rastgele rotasyonlara ve eğilimlere sahiptir. Bunun bir  sonucu olarak, zayıf merceklerdeki kesme etkisi istatistiksel olarak belirleyici ile tespit edilmesi gerekir. Merceklenme ölçümlerindeki hatanın birincil kaynağı ile PSF ile merceklenmiş görüntünün kıvrılmasına bağlıdır. KSB yöntemi galaksi görüntüsünün eliptikliğini ölçer. Kesme eliptiklik ile doğru orantılıdır. Merceklenmiş görüntülerdeki nesneler, kütle kuadropol momentlerine göre parametrize edilmiştir. Mükemmel bir elips için, kütle kuadrupol momentleri kütle elliptiklik ile bağlantılıdır. KSB birincil avantajı matematiksel kolaylığı ve nispeten basit uygulamalarının olmasıdır. Bu, mevcut kozmik kesme araştırmaları için iyidir ancak araştırmaların bir sonraki aşaması (örn. LSST) KSB’nin sağlayabileceğinden çok daha iyi doğruluk gerektirebilir. Bu süre içinde, verilerin istatistiksel hataları ihmal edilebilir çünkü sistematik hatalar hakim olacaktır.