Кільце Ейнштейна

Частина циклу статей про
Гравітаційне лінзування
Типи: Сильне лінзування Слабке лінзування Мікролінзування
Теорія: Формалізм лінзування Кільце Ейнштейна Непарність числа зображень
Сильні лінзи Abell 1689 · Abell 2218 CL0024+17[en] · Скупчення Куля Хрест Ейнштейна · SDSSJ0946+1006 B1359+154[en] · QSO 0957+561[en]
Огляди Сильне: CLASS · SLACS (SDSS) Слабке: DLS[en] · Pan-STARRS · CFHTLS · DES · LSST · SNAP[en] · DESTINY[en] Мікро: OGLE · Gaia
п о р

Кільце Ейнштейна (іноді також кільце Ейнштейна — Хвольсона, на честь Ореста Хвольсона) — яскраве кільце, яке утворюється, коли світло від галактики чи зорі проходить повз масивний об'єкт на шляху до Землі. Завдяки гравітаційному лінзуванню світло відхиляється, створюючи враження, що воно надходить з різних місць. Якщо джерело, лінза та спостерігач знаходяться на одній прямій, світло виглядає як кільце.

Гравітаційне лінзування передбачено загальною теорією відносності^[1]. За цією теорією, світло поширюється не по прямій лінії, а викривляється масивними тілами, які збурюють простір-час, — це явище називається гравітаційним лінзуванням. Кільце Ейнштейна — це окремий випадок гравітаційного лінзування, який відповідає розташуванню джерела, лінзи та спостерігача точно на одній прямій. Це призводить до осевої симетрії задачі, спричиняючи зображення кільцеподібної форми^[2].

Розмір кільця Ейнштейна визначається радіусом Ейнштейна. Виражений у радіанах, він дорівнює

${\displaystyle \theta _{1}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}\;{\frac {D_{LS}}{D_{S}D_{L}}}}},}$

де

${\displaystyle G}$ гравітаційна стала,

${\displaystyle M}$ — маса лінзи,

${\displaystyle c}$ — швидкість світла,

${\displaystyle D_{L}}$ — відстань за кутовим діаметром^[en] до лінзи,

${\displaystyle D_{S}}$ — відстань за кутовим діаметром^[en] до джерела, а

${\displaystyle D_{LS}}$ — відстань за кутовим діаметром^[en] між лінзою та джерелом^[3].

Для космологічних відстаней в загальному випадку ${\displaystyle D_{LS}\neq D_{S}-D_{L}}$.

Викривлення світла гравітуючим тілом було передбачено Альбертом Ейнштейном у 1912 році, за кілька років до публікації загальної теорії відносності в 1916 році (Ренн та ін. 1997). Ефект кільця вперше був згаданий в науковій літературі Орестом Хвольсоном у короткій статті в 1924 році, у якій він говорив про «гало-ефект» гравітації, коли джерело, лінза та спостерігач знаходяться майже на одній прямій^[5]. Ейнштейн зазначив цей ефект у 1936 році в статті, що була викликана листом чеського інженера Р. В. Мандла, але заявив, що

...немає ніякої надії на пряме спостереження цього явища. По-перше, навряд чи ми колись наблизимось достатньо близько до такої центральної лінії. По-друге, кут β буде недосяжним для розрізнювальної здатності наших інструментів.

(У цьому твердженні β — це радіус Ейнштейна, який зараз позначається як ${\displaystyle \theta _{1},}$ як у виразі вище.)

Однак Ейнштейн розглядав лише ймовірність спостереження кілець Ейнштейна, створених зорями, яка є низькою — ймовірність спостереження кілець, створених масивнішими тілами, такими як галактики чи чорні діри, вища, оскільки кутовий розмір кільця Ейнштейна збільшується з масою лінзи.

Перше повне кільце Ейнштейна, позначене B1938+666, було виявлено в результаті співпраці астрономів Манчестерського університету та космічного телескопа Габбл у 1998 році^[6].

Спостережень зорі, яка б утворювала кільце Ейнштейна на іншій зорі, поки не було, але існує ймовірність 45 % того, що це станеться на початку травня 2028 року, коли Альфа Центавра А пройде між нами та далекою червоною зорею^[7].

Сьогодні відомі сотні гравітаційних лінз. Кілька з них є частковими кільцями Ейнштейна з діаметром до кутової секунди, однак, оскільки розподіл маси в лінзах не є ідеально осесиметричним або джерело, лінза та спостерігач не знаходяться ідеально на одній прямій, ідеальних кілець Ейнштейна поки не спостерігалось. Більшість кілець виявлено в радіодіапазоні. Ступінь повноти, необхідний для того, щоб лінзоване зображення класифікувалося як кільце Ейнштейна, ще не визначено.

Перше кільце Ейнштейна було відкрито Гьюіттом та ін. (1988) під час спостережень радіоджерела MG1131+0456 за допомогою Дуже великого масиву. Це спостереження показало, що квазар лінзується ближчою галактикою на два окремих, але дуже схожих зображення, розтягнуті навколо лінзи у майже повне кільце^[10]. Ці подвійні зображення є ще одним можливим проявом того, що джерело, об'єктив і спостерігач не ідеально вирівняні.

Першим відкритим повним кільцем Ейнштейна було B1938+666, яке знайшли Кінг та ін. (1998) на космічному телескопі Габбл^[6][11]. Гравітаційна лінза B1938+666 є старою еліптичною галактикою, а зображення, яке ми бачимо через лінзу, є темною карликовою галактикою-супутником, яку інакше ми не змогли б побачити за допомогою сучасних технологій^[12].

У 2005 році комбінація Слоунівського цифрового огляду неба і космічного телескопа Габбла була використана в огляді Sloan Lens ACS (SLACS), щоб знайти 19 нових гравітаційних лінз, 8 з яких були кільцями Ейнштейна^[13]. Ці 8 кілець показані на рисунку поруч. Станом на 2009 рік у цьому дослідженні було виявлено 85 гравітаційних лінз, але точна кількість кілець Ейнштейна не вказувалось^[14]. Це дослідження відповідає за більшість нещодавніх відкриттів кілець Ейнштейна в оптичному діапазоні. Ось кілька прикладів знайдених в ньому кілець:

• FOR J0332-3557, відкритий у 2005 році^[15], відомий своїм високим червоним зсувом, що дозволяє використовувати його для спостережень раннього Всесвіту.
• «Космічна підкова» — часткове кільце Ейнштейна від особливо великої яскраво-червоної галактики, для якої гравітаційною лінзою слугує галактика LRG 3-757. Відкрита у 2007 році Бєлокуровим та ін.^[16]
• SDSSJ0946+1006, «подвійне кільце Ейнштейна», було відкрито Рафаелем Ґавацці та Томассо Треу у 2008 році^[17]. Воно відоме наявністю кількох кілець, які спостерігаються через ту саму гравітаційну лінзу.

Іншим відомим прикладом є радіо- і рентгенівське кільце Ейнштейна навколо PKS 1830-211, яке є надзвичайно потужним у радіодіапазоні^[18]. Його виявили за допомогою рентгенівського дослідження Варша Гупта та ін. в на рентгенівському космічному телескопі Чандра^[19]. Воно також примітно тим, що це перший випадок лінзування квазара спіральною галактикою, розташованою майже перпендикулярно до променя зору^[20].

Galaxy MG1654+1346 має кільце в радіодіапазоні. Зображення в кільці є зображенням радіопелюстки квазара, відкритого в 1989 році Лангстоном та ін.^[21]

За допомогою космічного телескопа Габбл Рафаель Гавацці з Інституту космічного телескопа і Томмазо Треу з Університету Каліфорнії в Санта-Барбарі знайшли подвійне кільце. Воно викликане світлом від трьох галактик на відстані 3, 6 і 11 мільярдів світлових років. Такі кільця допомагають зрозуміти розподіл темної матерії, темної енергії, природу далеких галактик і кривизну Всесвіту. Шанси знайти таке подвійне кільце навколо масивної галактики становлять 1 до 10 000. Дослідження 50 таких подвійних кілець забезпечило б точніше вимірювання вмісту темної матерії у Всесвіті та визначення рівняння стану темної енергії з точністю до 10 відсотків^[22].

Нижче наведено моделювання, що зображує збільшення шварцшильдівської чорної діри в площині Чумацького Шляху між нами та центром галактики. Перше кільце Ейнштейна є найбільш викривленою областю зображення і показує галактичний диск. Потім масштаб збільшується, показуючи серію з 4 додаткових кілець, дедалі тонших і ближчих до тіні чорної діри. Вони являють собою кілька зображень галактичного диска. Перше і третє відповідають точкам, які знаходяться позаду чорної діри (з позиції спостерігача) і відповідають тут яскраво-жовтій області галактичного диска (близько до центру галактики), тоді як друге і четверте відповідають зображенням об'єктів, які знаходяться позаду спостерігача, які виглядають синішими, оскільки відповідна частина галактичного диска тут тонша і, отже, тьмяніша.

• 
  Деякі спостережувані SLACS кільця Ейнштейна
• 
  Дуги навколо SDSSJ0146-0929 є прикладами кільця Ейнштейна
• 
  Моделювання проходження чорної діри перед галактикою
• 
  Монтаж кільця Ейнштейна SDP.81 і лінзованої галактики
• 
  Кільця Ейнштейна поблизу чорної діри

• Cabanac, R. A. та ін. (2005). Discovery of a high-redshift Einstein ring. Astronomy and Astrophysics. 436 (2): L21—L25. arXiv:astro-ph/0504585. Bibcode:2005A&A...436L..21C. doi:10.1051/0004-6361:200500115. S2CID 15732993. (refers to FOR J0332-3357)
• Chwolson, O (1924). Über eine mögliche Form fiktiver Doppelsterne. Astronomische Nachrichten. 221 (20): 329—330. Bibcode:1924AN....221..329C. doi:10.1002/asna.19242212003. (The first paper to propose rings)
• Einstein, Albert (1936). Lens-like Action of a Star by the Deviation of Light in the Gravitational Field (PDF). Science. 84 (2188): 506—507. Bibcode:1936Sci....84..506E. doi:10.1126/science.84.2188.506. PMID 17769014. (The famous Einstein Ring paper)
• Hewitt, J (1988). Unusual radio source MG1131+0456 - A possible Einstein ring. Nature. 333 (6173): 537—540. Bibcode:1988Natur.333..537H. doi:10.1038/333537a0. S2CID 23277001.
• Renn, Jurgen; Sauer, Tilman; Stachel, John (1997). The Origin of Gravitational Lensing: A Postscript to Einstein's 1936 Science paper. Science. 275 (5297): 184—186. Bibcode:1997Sci...275..184R. doi:10.1126/science.275.5297.184. PMID 8985006. S2CID 43449111.
• King, L (1998). A complete infrared Einstein ring in the gravitational lens system B1938 + 666. MNRAS. 295 (2): L41—L44. arXiv:astro-ph/9710171. Bibcode:1998MNRAS.295L..41K. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.295241.x. S2CID 15647305.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)

• Barbour, Jeff (29 квітня 2005). Nearly perfect Einstein ring discovered. Universe Today. Процитовано 15 червня 2006. (refers to FOR J0332-3357)
• Hubble Finds Double Einstein Ring. Science Daily. 12 січня 2008. Процитовано 14 січня 2008.

• Kochanek, C. S.; Keeton, C. R.; McLeod, B. A. (2001). The Importance of Einstein Rings. The Astrophysical Journal. 547 (1): 50—59. arXiv:astro-ph/0006116. Bibcode:2001ApJ...547...50K. doi:10.1086/318350.