Гравитационное линзирование — один из тех эффектов, в которых общая теория относительности становится буквально видимой. Большая масса искривляет пространство-время, поэтому свет от далёкого объекта идёт к наблюдателю не по той траектории, которую мы ожидали бы в пустом плоском пространстве. Если между нами и далёкой галактикой находится другая галактика или скопление, её гравитация может изменить изображение фона: растянуть его в дугу, размножить или, при особенно удачном выравнивании, собрать в почти полный светящийся круг — кольцо Эйнштейна.
Слово «линза» здесь не означает, что в космосе есть прозрачное стекло. Обычная линза отклоняет свет из-за преломления в веществе; гравитационная — из-за геометрии пространства-времени. Но для астронома результат действительно похож: изображение может увеличиваться, искажаться и становиться ярче, чем было бы без объекта на переднем плане.
Как появляется гравитационная линза
Представим три объекта почти на одной линии: очень далёкую галактику, массивную галактику ближе к нам и Землю. Свет от фоновой галактики проходит по обе стороны массивного объекта. Его пути искривляются и сходятся к наблюдателю, поэтому мы видим не исходную форму источника, а изменённое изображение.
Если взаимное положение идеально симметрично, свет фонового объекта образует кольцо Эйнштейна. На практике идеальное совпадение редкое, поэтому чаще возникают яркие дуги или несколько отдельных изображений одного и того же квазара или галактики. В массивных скоплениях всё ещё сложнее: линзой служит не одна звезда или галактика, а суммарное распределение обычного вещества и тёмной материи.
Идея о том, что гравитация отклоняет свет, стала одним из ранних тестов общей теории относительности. Во время солнечного затмения 1919 года астрономы измеряли положения звёзд рядом с диском Солнца и получили результат, согласующийся с предсказанным гравитационным отклонением. Настоящие космические «линзы» из галактик и скоплений удалось обнаружить гораздо позже: первый общепризнанный гравитационно линзированный квазар Q0957+561 нашли в 1979 году.
Разница между отклонением света у Солнца и эффектными дугами на снимках скоплений — прежде всего в масштабе и геометрии. Чем массивнее объект и чем удачнее выстроены источник, линза и наблюдатель, тем сильнее может измениться наблюдаемое изображение.
Сильное, слабое и микролинзирование
Сильным линзированием называют случаи, когда искажение видно непосредственно: появляются дуги, кольца и многократные изображения. Такие системы особенно эффектны на снимках Hubble и Webb, но их ценность не только визуальная. По геометрии искажений можно восстановить массу объекта-линзы и увидеть далёкий источник, который без дополнительного увеличения оказался бы слишком слабым.
Слабое линзирование гораздо менее заметно. Каждая отдельная галактика искажена лишь немного, поэтому астрономы анализируют статистику форм огромного числа галактик. Так можно строить карты распределения массы на больших масштабах. Это особенно важно для исследования тёмной материи: она не светится, но её гравитация участвует в линзировании наравне с обычным веществом.
Есть и гравитационное микролинзирование. Если перед далёкой звездой проходит другой компактный объект, разрешить отдельные изображения обычно невозможно, зато яркость фоновой звезды на некоторое время возрастает по характерной кривой. Такой метод позволяет находить экзопланеты, свободно летящие планеты и другие тёмные объекты, которые трудно обнаружить по собственному излучению.
Почему линза помогает видеть раннюю Вселенную
Гравитационная линза способна работать как природный телескоп. Массивное скопление галактик увеличивает изображение объектов, находящихся далеко за ним, и иногда делает доступными галактики из очень ранних эпох Вселенной. Конечно, такое увеличение не бесплатно: изображение искажается, а для восстановления истинной формы и яркости источника требуется модель распределения массы линзы.
Но именно сочетание усиления и искажения делает эффект полезным. Астрономы получают одновременно информацию и о далёком источнике, и о самой линзе. По дугам можно изучать невидимую массу скопления; по увеличенной фоновой галактике — звездообразование и структуру объектов, которые в обычных условиях были бы слишком слабыми.
Особенно важны карты массы скоплений. Газ внутри скопления можно видеть в рентгеновском диапазоне, звёзды — в оптическом и инфракрасном, но большая часть гравитирующей массы напрямую не светится. Линзирование реагирует на всю массу сразу. Сопоставляя рассчитанную по искажениям карту с распределением горячего газа и галактик, исследователи получают один из наиболее наглядных способов изучать тёмную материю и проверять модели роста крупномасштабной структуры Вселенной.
Что ещё можно измерить с помощью линзирования
Если один переменный источник, например квазар, виден в нескольких изображениях, свет по разным траекториям приходит к нам с разной задержкой. Измеряя эти временные задержки и строя модель линзы, астрономы получают независимую информацию о космологических расстояниях и скорости расширения Вселенной. Метод сложен и чувствителен к модели распределения массы, но тем и ценен: он позволяет проверять космологию не тем же способом, что сверхновые или реликтовое излучение.
Гравитационное линзирование поэтому давно перестало быть просто красивым подтверждением идеи Эйнштейна. Сегодня это рабочий астрономический инструмент. Оно показывает, где находится масса, даже если сама масса не светится; увеличивает недоступные далёкие галактики; помогает искать планеты и компактные объекты; а в некоторых системах даёт возможность измерять параметры расширяющейся Вселенной. Космос в этом случае действительно превращает собственную гравитацию в телескоп.
