Gravitační čočkování je způsobeno masivním tělesem, které se nachází mezi vzdáleným objektem a námi. Může vytvářet zdání dvou nebo více objektů, i když ve skutečnosti existuje pouze jeden. Světlo z objektu se ohýbá kolem hmotného tělesa mezi nimi.
Masivní těleso, jako je galaxie nebo černá díra, vytváří v prostoru velmi silné gravitační pole. Přesná povaha tohoto jevu závisí na:
| Část série článků o | ||||||
| Obecná relativita | ||||||
|
G μ ν + Λ g μ ν = 8 π G c 4 T μ ν {\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }}) | ||||||
| ·
·
| ||||||
| Základní pojmy
| ||||||
| Fenomén
| ||||||
| ||||||
| Řešení
| ||||||
| · v · t · e |
Albert Einstein předpověděl možnost gravitační čočky. Objev, že naše Slunce ohýbá světlo vzdálených objektů, když jejich světlo prochází v jeho blízkosti, byl důkazem správnosti obecné teorie relativity.
Existují tři typy čočkování:
Silná čočka se projevuje tím, že vytváří více obrazů z téhož objektu. Známým příkladem je Einsteinův kříž (Q2237+0305) ve vzdálenosti 8 miliard světelných let. Gravitační čočka zde vytváří čtyři obrazy z téhož objektu (kvazaru), ačkoli se jedná pouze o jeden objekt. Světlo kvazaru se k Zemi nešíří po přímce. Místo toho je ohýbáno podél gravitačního pole galaxie, která se nachází před ním. Tato galaxie se nachází ve vzdálenosti 400 milionů světelných let.
K prvnímu objevu tohoto druhu (kromě Slunce) došlo v roce 1979. Dva kvazary byly blízko sebe. Oba měly stejné spektrum a ukázalo se, že jde o dva obrazy téhož kvazaru (Q0957+651). V roce 1980 vědci zjistili, která skupina galaxií fungovala jako čočka.
Slabé čočkování nevytváří vícenásobné obrazy téhož objektu. Místo toho vytváří silně deformovaný nebo roztažený obraz objektu daleko za čočkou. V roce 1986 to bylo objeveno v hvězdokupě Abell 370. Později se zjistilo, že se jedná o značně deformovaný obraz galaxie daleko za hvězdokupou.
Objekt se může jevit větší nebo menší, jak je uvedeno v tabulce. Slabé čočky nám umožňují pozorovat velmi vzdálené galaxie, které bychom bez nich pozorovat nemohli. Ohybem světla se zvětší množství světla (magnituda) ze zdroje. Tímto způsobem se může stát viditelnou velmi vzdálená a slabá galaxie, kterou bychom za normálních okolností pozorovat nemohli.
V případě mikročočkování nedochází ke zkreslení tvaru. Množství světla viditelného z objektu se však pravidelně mění. Toho lze využít k detekci exoplanet. Světlo vzdálené hvězdy je ohýbáno a zesilováno gravitačním polem bližší hvězdy. Přítomnost exoplanety rotující kolem této bližší hvězdy periodicky ohýbá světlo vzdálenější hvězdy. Objekt OGLE-2005-BLG-390-Lb, objevený 25. ledna 2006, je první exoplanetou detekovanou pomocí mikročočkování.
