\documentstyle[12pt]{article}
\begin{document}

ГРАВИТАЦИОННЫЕ ЛИНЗЫ
\vskip\baselineskip
\vskip\baselineskip
Гравитацилнными линзами называют астрономическое явление, при котором
изображение какого-либо удаленного источника (звезды, галактики,
квазара) оказывается искаженным из-за того, что луч зрения между
источником и наблюдателем проходит вблизи какого-нибудь притягивающего
тела (например, другой звезды, галактики или даже скопления галактик).
Таким образом, любое тело способно "собирать" параллельный пучок
света в некотором фокусе, совершенно аналогично обычным оптическим
линзам. Правда, в отличие от привычных линз, "фокусное расстояние"
гравитационных линз оказывается столь большим, что только астрономические
объекты большой массы типа звезд или галактик способны создавать заметный
эффект.

Отклонение луча света в поле тяжести предсказывается Общей теорией
относительности А.Эйнштейна. Частицы света -- фотоны обладают энергией
$E=h\nu$ (здесь $h$ -- постоянная Планка и $\nu$ -- частота колебаний
световой волны). Значит, формально фотон может рассматриваться как
частица с "массой" $m=E/c^2$, где $c$ -- скорость света. Поэтому
траектория фотона, пролегающая вблизи притягивающего тела, должна
отклоняться от прямой линии.  Этот эффект впервые наблюдался английским
астрофизиком А.Эддингтоном в 1919 г.: во время полного солнечного
затмения он наблюдал звезды, которые должны были бы быть закрыты диском
Солнца, если бы свет от них распроятранялся по прямой линии.  Угол, на
который фотоны отклонялись в поле тяжести Солнца, в точности
соответствовал  предсказаниям теории относительности.

В 1937 г. швейцарский астроном Ф.Цвикки предложил использовать явление
гравитационной линзы, создаваемой скоплениями галактик, для
наблюдений далеких галактик. Эта идея положила начало использованиям
гравитационных линз в космологии. Однако задача обнаружения
слабых искажений изображений далеких источников оказалась настолько
сложной, что лишь в 1979 году была открыта первая
гравитационная линза -- изображение квазара Q0957+561 имело
своего ``двойника'' с тем же спектром и красным
смещением. Позже удалось отнаблюдать саму линзу -- гигантскую
галактику, оказавшуюся на пути между квазаром и нами.

Сейчас известно уже несколько надежных гравитационных линз.  В основном
это далекие квазары, изображения которых "размножены" попадающими на
луч зрения более близкими галактиками. Почему квазары? Ответ ясен --
это одни из наиболее далеких и ярких объектов во Вселенной, а значит
наблюдать явление гравитационной линзы для них наиболее просто, ведь
чем дальше от нас находится объект, тем больше вероятность, что на луче
зрения попадется какая-нибудь галактика.  В общем случае расстояния,
которые проходит свет от разных изображения одного и того же объекта до
наблюдателя, неодинаковы. Поскольку, как правило, излучение от реальных
астрономических источников (в частности, от квазаров) переменно, то по
задержке переменности излучения от разных изображений можно измерять
расстояния до линзирующей галактики и до самого источника, а так как
красное смещение квазаров само связано с расстянием до них, то
получается независимый способ определения важных космологических
параметров, в первую очередь постоянной Хаббла.

В конце 80-х годов стали наблюдаться гравитационные линзы на скоплениях
галактик (реализовалась идея Цвикки!).  При этом было обнаружено, что
слабые голубые галактики, находящиеся за линзирующим скоплением, имеют
вытянутые дугообразные формы.  Изучая изображения этих галактик,
искаженные скоплением, можно сделать вывод о распределении вещества в
скоплении и о его полной массе (см. об этом в статье о скрытой массе).
Из этих наблюдений следует вывод о существовании скрытой массы в
скоплениях галактик.

Еще одно применение гравитационных линз в астрономии
началось в 1990-х  гг., когда стало возможным
измерять световые потоки одновременно от огромного количества
(миллионы и десятки миллионов) звезд с высокой точностью
с помощью новейших ПЗС-матриц. Речь идет о так называемом
явлении микролинзирования. По сути дела, когда в качестве линзы
выступает целая галактика или скопление галактик, свет
"проходит" сквозь саму линзу. А если линза -- компактное непрозрачное тело,
например холодный белый карлик или нейтронная звезда? Выше мы
уже упомянули о пионерских наблюдениях Эддингтоном
отклонения света Солнцем. Можно показать, что угол отклонения
траектории света от прямой линии тем больше, чем
ближе она проходит к центру тяготеющего тела, то есть
чем компактнее тело при данной массе, тем сильнее будут
отклоняться лучи света (ясно, что в этом смысле черная
дыра является наиболее благоприятной гравитационной линзой).
Ясно также, что в зависимости от взаимного расположения
источника, наблюдателя и точечной линзы найдутся такие траектории
лучей света от источника, для которых наблюдатель будет
находится почти в фокусе. Что это значит? Вспомним
проводимый почти каждым эксперимент с вувеличительным
стеклом, солнцем и листом бумаги.Пока изображение
Солнца, создаваемое лупой, не в фокусе, освещенность
листка внутри изображения не сильно отличается от
освещенности вне его. Но стоит только приблизиться к фокусу
линзы, изображение Солнца "стягивается" почти в точку,
становится очень ярким и сконцентрированная энергия
солнечного света даже способна воспламенить бумагу!

Для астрономических напрозрачных гравитационных линз
(их еще называют микролинзами) это означает, что
при достаточно близком расположении линзы к лучу зрения
изображение источника может сильно исказиться,
а его блеск может увеличиться. Теперь представим себе,
что мы наблюдаем плотное звездное поле (например,
Магеллановы Облака -- спутники нашей галактики).
Если бы между нами и Магеллановыми облаками не было бы
никаких тел, способных создавать эффект гравитационной
микролинзы,
то, наблюдая за звездами, мы получали бы информацию об
их собственной переменности и строили зависимости
их блеска от времени (так называемы "кривые блеска") --
так как это делают исследователи переменных звезд уже много столетий.
Но если между нами и этими звездами время от времени
пролетают не излучающие или слабосветящиеся массивные тела
(например, старые холодные белые карлики, нейтронные звезд,
черные дыры или планеты типа Юпитера), то появляется
вероятность, что при достаточно долгом времени наблюдения
такое тамное тело "пролетит" так близко к лучу зрения
от одной из звезд, что блеск ее резко увеличится а затем
уменшится (причем абсолутно симметрично) за время
такого близкого пролета. Очевидно, чем более плотное звездное поле мы
возьмем (т.е. чем "теснее" будут располагаться звезды друг
к лругу) и чем дольше мы будем следить за каждой из звезд,
тем больше шансов обнаружить темные тела.

Эта идея была разработана в середине 80-х годов американским
астрофизиком Б.Пачиньским. В качестве звездного поля он предложил
использовать Магеллановы Облака или уплотнение
числа звезд вокруг центра нашей Глактики (так называемые звезды "балджа").
Несколько групп наблюдателей из США, Франции и других стран
организовали сходные эксперименты, и через год непрерывных наблюдений
и обработки данных было найдено несколько событий симметричного увеличения
и ослабления блеска звезд длительностью около 1 месяца,
которые по всем признакам являлись микролинзированием
при пролете темных тел. Как сейчас представляется,
эти темные тела имеют массу гораздо меньше Солнечной
(сам метод микролинзирования "чувствителен" к поиску темных
тел с массой от $10^{-8}$ до $10^3$ масс Солнца).
Природа их до конца не ясна. Возможно, это
планеты тпа Юпитера или остывшие белые карлики.
Это, повидимому, не нейтронные звезды, так как
обычно масса нейтронных звезд близка к 1.5 масс Солнца.

Как и всякие новые эксперименты, наблюдения гравитационных
линз не столько ответило на старые вопросы, сколько
поставило новые. Однако ясно, что это явление уже
стало независимым интересным астрономическим методом,
с помошью которого можно получать важную информацию о
загадочной темной материи, измерять ключевые
космологические параметры и наблюдать новые эффекты в движении
небесных тел, которые невозможно увидеть традиционными
астрономическими методами.



\vskip\baselineskip
\vskip\baselineskip
К.А.Постнов
\end{document}

