Таталцлын линз гэдэг нь хиймэл дагуулаас гарах цацрагийг нугалж, үзэгч болон ажиглагч руу чиглүүлэх чадвартай, алс холын гэрлийн эх үүсвэрийн хоорондох материйн тархалтыг (жишээлбэл, галактикийн бөөгнөрөл) хэлнэ. Энэ нөлөөг таталцлын линз гэж нэрлэдэг бөгөөд гулзайлтын хэмжээ нь харьцангуйн ерөнхий онолын хувьд Альберт Эйнштейний таамаглалуудын нэг юм. Сонгодог физикт мөн гэрлийн гулзайлтын тухай ярьдаг, гэхдээ энэ нь харьцангуйн ерөнхий онолын ярьдаг зүйлийн ердөө тал хувь нь юм.
Бүтээгч
Хэдийгээр Эйнштейн 1912 онд энэ сэдвээр хэвлэгдээгүй тооцоолол хийсэн ч Орест Чволсон (1924) болон Франтишек Линк (1936) нар таталцлын линзний нөлөөг анхлан тодорхойлсон хүмүүс гэж ерөнхийд нь үздэг. Гэсэн хэдий ч тэрээр 1936 онд нийтлэл хэвлүүлсэн Эйнштейнтэй илүү холбоотой хэвээр байна.
Онолын баталгаа
Фриц Цвики 1937 онд энэхүү нөлөө нь галактикийн бөөгнөрөл нь таталцлын линз болж ажиллах боломжийг олгодог гэж санал болгосон. Зөвхөн 1979 онд энэ үзэгдлийг Twin QSO SBS 0957 + 561 квазарын ажиглалтаар баталжээ.
Тодорхойлолт
Оптик линзээс ялгаатай нь таталцлын линз нь төвдөө хамгийн ойр өнгөрөх гэрлийн хамгийн их хазайлтыг үүсгэдэг. Мөн цааш сунгаж байгаа хамгийн бага нь. Тиймээс таталцлын линз нь нэг фокусын цэггүй, харин шугамтай байдаг. Гэрлийн хазайлттай холбоотой энэ нэр томъёог анх O. J ашигласан. Зочид буудал. Тэрээр "Одод фокусын урт байдаггүй тул нарны таталцлын линз ийм байдлаар ажилладаг гэж хэлэх нь хүлээн зөвшөөрөгдөхгүй" гэж тэмдэглэжээ.
Хэрэв эх үүсвэр, асар том биет болон ажиглагч нь шулуун шугамд орвол эх гэрэл нь материйн эргэн тойронд цагираг болон харагдах болно. Хэрэв офсет байгаа бол оронд нь зөвхөн сегментийг харж болно. Энэхүү таталцлын линзийг анх 1924 онд Санкт-Петербургт физикч Орест Хволсон дурьдсан бөгөөд 1936 онд Альберт Эйнштейн тоон үзүүлэлтээр боловсруулжээ. Урсгал эсвэл зургийн радиустай холбоогүй тул уран зохиолд ихэвчлэн Альберт цагираг гэж нэрлэдэг.
Ихэнх тохиолдолд линзний масс нь нарийн төвөгтэй (бүлэг галактик эсвэл бөөгнөрөл гэх мэт) бөгөөд орон зай-цаг хугацааны бөмбөрцөг хэлбэрийн гажуудал үүсгэдэггүй тохиолдолд эх үүсвэр нь ижил төстэй байх болно.линзний эргэн тойронд тархсан хэсэгчилсэн нумууд. Дараа нь ажиглагч ижил объектын хэд хэдэн хэмжээг өөрчилсөн зургийг харж болно. Тэдний тоо, хэлбэр нь харьцангуй байрлал, мөн таталцлын линзийн загварчлалаас хамаарна.
Гурван анги
1. Хүчтэй линз.
Эйнштейний цагираг, нум болон олон зураг үүсэх зэрэг амархан харагдахуйц гажуудал байгаа газрууд.
2. Сул линз.
Арын эх сурвалжийн өөрчлөлт нь хамаагүй бага бөгөөд зөвхөн олон тооны объектын статистикийн шинжилгээгээр илрүүлж, хэдхэн хувийн уялдаатай өгөгдлийг олох боломжтой. Линз нь арын материалын суналт нь төв рүү чиглэсэн чиглэлд хэрхэн перпендикуляр болохыг статистик байдлаар харуулдаг. Олон тооны алслагдсан галактикуудын хэлбэр, чиг баримжааг хэмжсэнээр тэдгээрийн байршлыг дундажлаж аль ч бүс нутагт линзний талбайн шилжилтийг хэмжих боломжтой. Энэ нь эргээд массын тархалтыг сэргээхэд ашиглагдаж болно: ялангуяа харанхуй материйн суурь тусгаарлалтыг сэргээж болно. Галактикууд угаасаа эллипс хэлбэртэй бөгөөд таталцлын линзний сул дохио бага байдаг тул эдгээр судалгаанд маш олон тооны галактикуудыг ашиглах шаардлагатай. Сул линзний өгөгдөл нь дотоод хэлбэр, камерын цэгийн тархалтын функцийг гажуудуулах хандлага, атмосферийн харааны дүрсийг өөрчлөх чадвар зэрэг хэд хэдэн чухал эх сурвалжаас болгоомжтой зайлсхийх ёстой.
Эдгээрийн үр дүнЛамбда-ЦХМ загварыг илүү сайн ойлгож, сайжруулах, бусад ажиглалтын нийцтэй байдлыг шалгахын тулд сансар огторгуй дахь таталцлын линзийг үнэлэхэд судалгаа чухал юм. Тэд мөн харанхуй энергид ирээдүйн чухал хязгаарлалт болж магадгүй.
3. Микролинз.
Дүрсэнд ямар нэгэн гажуудал харагдахгүй, харин арын объектоос хүлээн авах гэрлийн хэмжээ цаг хугацааны явцад өөрчлөгддөг. Линзлэх объект нь Сүүн зам дахь одод байж болох ба арын дэвсгэр нь алс холын галактик дахь бөмбөлгүүд эсвэл өөр тохиолдолд бүр илүү алслагдсан квазар юм. Энэ нөлөө нь маш бага тул нарнаас 100 тэрбум дахин их масстай галактик ч гэсэн хэдхэн нуман секундээр тусгаарлагдсан олон дүрсийг гаргах болно. Галактикийн бөөгнөрөл нь хэдэн минутын хуваагдлыг үүсгэж чаддаг. Аль ч тохиолдолд эх сурвалж нь нэлээд хол, манай орчлон ертөнцөөс олон зуун мегапарсек зайд байдаг.
Цагийн саатал
Таталцлын линз нь зөвхөн харагдах гэрэлд бус бүх төрлийн цахилгаан соронзон цацрагт адилхан үйлчилдэг. Сул нөлөөг сансрын богино долгионы дэвсгэр болон галактикийн судалгаанд хоёуланг нь судалдаг. Хүчтэй линз нь радио болон рентген горимд бас ажиглагдсан. Хэрэв ийм объект олон зураг үүсгэдэг бол хоёр замын хооронд харьцангуй хугацааны саатал гарна. Өөрөөр хэлбэл, нэг линз дээр тайлбарыг нөгөөгөөсөө эрт харах болно.
Гурван төрлийн объект
1. Од, үлдэгдэл, бор одой болонгаригууд.
Сүүн зам дахь биет дэлхий болон алс холын одны хооронд өнгөрөхөд арын гэрлийг төвлөрүүлж, эрчимжүүлнэ. Ийм төрлийн хэд хэдэн үйл явдал Сүүн замын ойролцоо орших жижиг орчлонт Магелланы Том үүлэнд ажиглагдсан.
2. Галактик.
Асар том гаригууд мөн таталцлын линзийн үүрэг гүйцэтгэдэг. Орчлон ертөнцийн цаад эх үүсвэрээс гэрэл зураг үүсгэхийн тулд нугалж, төвлөрдөг.
3. Галактикийн бөөгнөрөл.
Асар том биет нь түүний ард байрлах алслагдсан объектын дүрсийг ихэвчлэн сунгасан нуман хэлбэртэй буюу Эйнштейний цагирагны сектор хэлбэрээр үүсгэж чаддаг. Кластер таталцлын линз нь хэтэрхий хол эсвэл харагдахгүй байгаа гэрэлтүүлэгчийг ажиглах боломжийг олгодог. Мөн холын зайг харна гэдэг нь өнгөрсөн үе рүүгээ харна гэсэн үг учраас хүн төрөлхтөн орчлон ертөнцийн эхэн үеийн талаарх мэдээллийг олж авах боломжтой.
Нарны таталцлын линз
Альберт Эйнштейн 1936 онд гол одны ирмэгтэй ижил чиглэлтэй гэрлийн туяа ойролцоогоор 542 AU-д нэг фокус руу нийлнэ гэж таамаглаж байсан. Тиймээс нарнаас хол зайд (эсвэл түүнээс дээш) байгаа датчик нь таталцлын линз болгон ашиглаж, эсрэг талын алслагдсан биетүүдийг томруулж чадна. Янз бүрийн зорилтуудыг сонгохын тулд датчикийн байршлыг шаардлагатай бол шилжүүлж болно.
Дрейк датчик
Энэ зай нь Voyager 1 гэх мэт сансрын датчикийн төхөөрөмжийн дэвшил, чадавхиас хол давсан бөгөөд олон мянган жилийн туршид мэдэгдэж байсан гаригуудаас ч илүү юм. Седна өндөр зууван тойрог замдаа цааш хөдөлнө. 21 см-ийн устөрөгчийн шугам дээрх богино долгион гэх мэт энэ линзээр дамжуулан дохиог илрүүлэх өндөр ашиг нь Фрэнк Дрейкийг SETI-ийн эхний өдрүүдэд датчикийг тэр хол зайд илгээх боломжтой гэж таамаглахад хүргэсэн. Олон зориулалттай SETISAIL ба дараа нь FOCAL-ийг ESA 1993 онд санал болгосон.
Гэхдээ таамаглаж байсанчлан энэ бол хэцүү ажил юм. Хэрэв датчик 542 AU-г давж байвал объектын томруулах чадвар нь илүү хол зайд ажиллах болно, учир нь илүү хол зайд төвлөрч буй туяа нарны титмийн гажилтаас илүү хол зайд тархдаг. Энэ үзэл баримтлалын талаар Ландис шүүмжлэлтэй хандаж, хөндлөнгийн оролцоо, зорилгын фокусын хавтгайг төлөвлөхөд хүндрэл учруулах өндөр зорилтот томруулалт, линзний өөрийнх нь бөмбөрцөг гажилтын шинжилгээ зэрэг асуудлуудыг хэлэлцсэн.
