Сильная гравитационная линза — это эффект гравитационного линзирования , достаточно сильный для создания нескольких изображений , дуг или колец Эйнштейна . Как правило, для возникновения сильного линзирования плотность массы проецируемой линзы должна быть больше критической плотности , то есть . Для точечных источников фона будет несколько изображений; для расширенных фоновых выбросов могут быть дуги или кольца. Топологически создание нескольких изображений регулируется теоремой о нечетных числах . [1]
Сильное линзирование было предсказано общей теорией относительности Альберта Эйнштейна и обнаружено путем наблюдений Деннисом Уолшем , Бобом Карсуэллом и Рэем Вейманом в 1979 году. [2] Они определили, что квазар-близнец Q0957+561A состоит из двух изображений одного и того же объекта.
Наиболее сильные гравитационные линзы обнаруживаются в ходе крупномасштабных исследований галактик .
Объектив переднего плана — галактика . Когда источником фона является квазар или неразрешенная струя , изображения с сильными линзами обычно представляют собой точечные множественные изображения; Когда источником фона является галактика или протяженное струйное излучение, изображения с сильными линзами могут представлять собой дуги или кольца. По состоянию на 2017 год наблюдалось несколько сотен сильных линз галактика-галактика (гг). [3] Ожидается, что предстоящие исследования Обсерватории Веры К. Рубин и Евклида обнаружат более 100 000 таких объектов. [4]
Линза переднего плана — скопление галактик . В этом случае линза обычно достаточно мощная, чтобы производить заметные как сильные эффекты линзирования (множественные изображения, дуги или кольца), так и слабые эффекты линзирования (искажения эллиптичности). Примером может служить линза, получившая прозвище «Расплавленное кольцо». [5]
Поскольку сильное линзирование фонового источника зависит только от гравитационного потенциала массы переднего плана, это явление можно использовать для ограничения массовой модели фленсов. Учитывая ограничения, налагаемые несколькими изображениями или дугами, предлагаемую массовую модель можно оптимизировать, чтобы она соответствовала наблюдаемым. Субгалактические структуры, которые в настоящее время интересуют линзирующих астрономов, — это центральное распределение масс и гало темной материи . [6]
Поскольку световые лучи проходят разные пути, создавая несколько изображений, они будут задерживаться из-за локальных потенциалов на световых путях. Различия во времени задержки на разных изображениях могут быть определены с помощью массовой модели и космологической модели . Таким образом, с помощью наблюдаемых временных задержек и модели с ограниченной массой можно вывести космологические константы, такие как постоянная Хаббла . [7]