Чтение онлайн

По-видимому первый, кто использовал термин «линза» для отклонения луча света гравитационным полем тела, был английский физик Оливер Лодж (1851–1949) в 1919 году. Однако он отметил, что «гравитационное поле действует как линза, но она не имеет фокусной длины». Петербургский физик Орест Хвольсон (1852–1934) в 1924 году опубликовал короткую заметку, в которой заметил, что в случае, когда рассматривается отклонение луча света далекой звезды звездой-линзой, возможно возникновение второго изображения фоновой звезды, но угол между двумя изображениями столь мал, что эти изображения нельзя разрешить с помощью наземного телескопа. В случае, когда наблюдатель, линза и источник находятся на одной прямой, возникает изображение типа кольца.

Аналогичные результаты опубликовал Эйнштейн в 1936 году, где также описывалось появление кольца в случае, если наблюдатель, линза и источник находятся на одной прямой. Эти результаты более известны, возможно потому, что журнала «Science», где опубликована статья Эйнштейна, более популярен по сравнению с потсдамским астрономическим журналом «Astronomische Nachrichten», где опубликована статья Хвольсона. Поэтому кольца гравитационной линзы называют обычно «кольцами Эйнштейна», значительно реже «кольцами Хвольсона-Эйнштейна». Эйнштейн также заметил, что «конечно нельзя надеяться на то, что удастся прямо наблюдать это явление». Нужно сказать, правда, что и Хвольсон, и Эйнштейн рассматривали случай, когда и источник, и гравитационная линза являются звездами.

Однако в 1937 году американский астроном швейцарского происхождения Фриц Цвикки (1898–1974) пришел к выводу, что эффект может быть наблюдаем в случае, если источником является далекая яркая галактика, а гравитационной линзой – более близкая галактика. В публикации он ссылается на идеи нашего соотечественника, представителя первой русской эмиграции инженера Владимира Зворыкина (1888–1982), создателя современного телевидения, и чешского инженера Руди Мандла. То же самое написал Эйнштейн в своей работе: «Некоторое время тому назад меня посетил Руди Мандл и попросил опубликовать результаты небольшого расчета, который я провел по его просьбе. Уступая его желанию, я решил опубликовать эту заметку». Так что, может и была борьба за приоритеты, но исследователи вели себя очень корректно в отношении чужих идей и результатов. А ссылка Цвикки демонстрирует широкое влияние на развитие мировой науки российской научной школы.

Насколько плодотворным было замечание Зворыкина и, безусловно, последующий анализ Цвикки, стало ясно спустя более сорока лет. В 1979 году группа английских астрономов обнаружила первую гравитационную линзу при наблюдении двойного квазара QSO 0957+16 A, B: угловое расстояние между изображениями порядка 6'', а гравитационной линзой являлась галактика, рис. 7.4. Таким образом, предсказание Цвикки подтвердилось. На настоящий момент открыто более полусотни объектов, которые представляют результат гравитационного линзирования, и это число постоянно растет. Замечательный космолог, астрофизик, физик-теоретик Яков Зельдович (1914–1987), рис. 7.5, с его широчайшим научным кругозором, не мог не оценить важности этого открытия и обратил на него внимание одного из своих учеников – Михаила Сажина. Сейчас как теоретическое изучение этого явления, так и поиски новых наблюдательных подтверждений активно продолжаются.

Рис. 7.4. Первая гравитационная линза

Теперь расскажем о физике явления. Действительно, как было замечено Лоджем, гравитационные линзы не имеют «фокусного расстояния» в том смысле, как ее имеют оптические линзы. Поэтому их действие оказывается несколько непривычным. Они также «собирают» свет, при некоторых условиях это приводит к повышению яркости наблюдаемого объекта. Но более выдающимся их проявлением является «построение» двух, а иногда нескольких изображений этого объекта. Обратимся к схеме на рис. 7.6. На ней проиллюстрировано как действует точечная гравитационная линза. Собственно объект наблюдения (квазар) находится в точке S, линза в точке D, а наблюдатель в точке O.

Рис. 7.5. Яков Зельдович

Два луча (жирные линии) отклоняются линзой так, что наблюдатель видит два изображения квазара на небесной сфере: точки S1 и S2.

В случае, если точечный источник находится точно на оси симметрии, изображение является кольцом, которое обсуждалось в работах Хвольсона и Эйнштейна. Однако наблюдать подобное кольцо в реальности в случае точечного источника невозможно, поскольку при самом малом изменении параметров кольцо исчезает и появляется два точечных изображения.

Чаще всего обнаружить гравитационные линзы можно по наблюдениям пар квазаров, которые имеют похожие спектры и временную переменность компонентов, отличающуюся лишь временным сдвигом, который может принимать значения для различных пар изображений от нескольких дней до нескольких лет!

Рис. 7.6. Геометрия точечной гравитационной линзы

В случае, когда источник не точечный, появление кольца в принципе возможно, хотя скорее будет два растянутых изображения в виде дуг. В реальных ситуациях или угловое расстояние между изображениями слишком мало, или линза имеет большую массу и большие размеры, так что ее нельзя рассматривать как материальную точку (как в первых наблюдаемых примерах гравитационных линз). Реальные эффекты гравитационного линзирования зависят от разных параметров, а число возможных изображений и сами изображения разнообразны.

Гравитационные линзы в настоящее время являются и важным инструментом астрономических исследований. С их помощью можно: 1) получить независимую от других методов исследований оценку параметров расширения Вселенной; 2) оценить массы гравитационных линз, большая часть которых испускает слишком мало электромагнитного излучения, чтобы их можно было обнаружить с помощью стандартных астрономических методов; 3) по наблюдаемому изменению формы удаленных фоновых галактик с помощью методов так называемого слабого гравитационного линзирования можно восстановить распределение поверхностной плотности удаленных скоплений галактик; 4) по характерному изменению наблюдаемой светимости фоновой звезды можно обнаружить невидимые объекты с массами порядка солнечной, то есть обнаружить так называемое микролинзирование. Это как раз то явление, которое Хвольсону и Эйнштейну казалось слишком недоступным для наблюдения.

Недавно, в 2007 году, было установлено, что одно из событий микролинзирования вызвано коричневым карликом – это почти невидимые объекты небольшой (по звездным меркам) массы. Таким образом, микролинзирование расширяет возможности исследования этих малодоступных для обнаружения и наблюдений, но очень интересных и важных тусклых звезд.

Как ни странно, чтобы начать рассказ о черных дырах, которые предсказала общая теория относительности, мы снова должны вернуться к временам Ньютона. Как мы уже обсуждали, и сам Ньютон, и его современники имели все основания полагать, что световые лучи отклоняются тяготеющими телами, то есть свет притягивается точно так же, как обычные материальные частицы. Этого было вполне достаточно, чтобы построить модель невидимой (темной, черной) звезды. У такой звезды сила притяжения на поверхности, вычисленная в соответствии с законом всемирного тяготения, должна быть такой, что свет не может покинуть ее. Поскольку это было время научного подъема в просвещенном обществе, то, видимо, многие задумывались об этой проблеме. Сейчас известно, что в 1783 году свои соображения по этому поводу представил английский священник и один из основателей научной сейсмологии Джон Мичелл (1724–1793). Независимо, но позднее, аналогичные выводы были сделаны французским математиком, физиком и астрономом Пьером Лапласом (1749–1827). Аргументацию Лапласа мы и приводим.

Результаты были представлены в книге «Изложение системы мира», вышедшей в 1795 году. Утверждение Лапласа звучало следующим образом: «Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца, не дает ни одному световому лучу достичь нас из-за своего тяготения; поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми». Доказательство этого утверждения он опубликовал позднее. Расчет был основан на понятии второй космической скорости на поверхности небесного тела. Это та скорость, которую надо придать объекту, чтобы он, поборов тяготение, покинул небесное тело. Если начальная скорость меньше второй космической, то силы тяготения затормозят и остановят движение объекта. Для примера: вторая космическая скорость на поверхности Земли равна 11 км/с, на поверхности Юпитера – 61, на поверхности Солнца – 620. Вторая космическая скорость на поверхности небесного тела тем больше, чем больше масса и чем меньше радиус этого тела. А поскольку скорость света была известна Лапласу, то ему оставалось смоделировать небесное тело, для которого эта скорость оказалась бы второй космической.