Gravitationslinse

Eine Gravitationslinse ist Materie, wie beispielsweise ein Galaxienhaufen oder ein punktförmiges Teilchen , die Licht von einer fernen Quelle auf seinem Weg zu einem Beobachter ablenkt. Das Ausmaß der Gravitationslinsenwirkung wird durch Albert Einsteins allgemeine Relativitätstheorie beschrieben . ^{[ 1 ] [ 2 ]} Betrachtet man Licht als Korpuskeln, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen , sagt die Newtonsche Physik ebenfalls eine Lichtablenkung voraus, jedoch nur die Hälfte des von der allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagten Wertes. ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]}

Orest Khvolson (1924) ^{[ 7 ]} und Frantisek Link (1936) ^{[ 8 ]} gelten gemeinhin als die ersten, die den Effekt in gedruckter Form diskutierten, doch wird er häufiger mit Einstein in Verbindung gebracht, der 1912 unveröffentlichte Berechnungen dazu anstellte ^{[ 9 ]} und 1936 einen Artikel zu diesem Thema veröffentlichte. ^{[ 10 ]}

Fritz Zwicky stellte 1937 die These auf, dass Galaxienhaufen als Gravitationslinsen wirken könnten, eine Behauptung, die 1979 durch die Beobachtung des Zwillingsquasers SBS 0957+561 bestätigt wurde.

Anders als eine optische Linse erzeugt eine punktförmige Gravitationslinse eine maximale Ablenkung des Lichts, das ihrem Zentrum am nächsten ist, und eine minimale Ablenkung des Lichts, das sich am weitesten von ihrem Zentrum entfernt befindet. Folglich besitzt eine Gravitationslinse keinen einzelnen Brennpunkt , sondern eine Brennlinie. Der Begriff „Linse“ im Zusammenhang mit der gravitativen Lichtablenkung wurde erstmals von O. J. Lodge verwendet, der anmerkte, dass es „nicht zulässig ist zu sagen, dass das solare Gravitationsfeld wie eine Linse wirkt, da es keine Brennweite besitzt“ ^{[ 11 ]} . Liegen die (Licht-)Quelle, das massereiche Linsenobjekt und der Beobachter auf einer geraden Linie, erscheint die ursprüngliche Lichtquelle als Ring um das massereiche Linsenobjekt (vorausgesetzt, die Linse besitzt Kreissymmetrie). Bei einer Fehlausrichtung sieht der Beobachter stattdessen einen Bogenabschnitt.

Dieses Phänomen wurde erstmals 1924 von dem Petersburger Physiker Orest Chwolson erwähnt [ ^{12 ]} und 1936 von Albert Einstein quantifiziert ^. In der Literatur wird es üblicherweise als Einstein-Ring bezeichnet , da Chwolson sich nicht mit dem Fluss oder Radius des Ringbildes befasste. Häufiger, wenn die Gravitationslinsenmasse komplex ist (wie beispielsweise eine Galaxiengruppe oder ein Galaxienhaufen ) und keine sphärische Verzerrung der Raumzeit verursacht, ähnelt die Quelle Teilbögen, die um die Linse gestreut sind. Der Beobachter kann dann mehrere verzerrte Bilder derselben Quelle sehen; deren Anzahl und Form hängen von der relativen Position von Quelle, Linse und Beobachter sowie der Form des Gravitationspotenzials des Linsenobjekts ab.

Es gibt drei Klassen von Gravitationslinsen: ^{[ 13 ] : 399–401 [ 14 ]}

Starke Linsenwirkung

Dort treten deutlich sichtbare Verzerrungen wie die Bildung von Einsteinringen , Bögen und Mehrfachbildern auf. Obwohl der Effekt als „stark“ gilt, ist er im Allgemeinen relativ gering, sodass selbst eine Galaxie mit einer Masse von mehr als 100 Milliarden Sonnenmassen Mehrfachbilder erzeugt, die nur wenige Bogensekunden voneinander entfernt sind . Galaxienhaufen können Abstände von mehreren Bogenminuten erzeugen. In beiden Fällen sind die Galaxien und Quellen sehr weit entfernt, viele hundert Megaparsec von der Milchstraße.

Schwache Linsenwirkung

Die Verzerrungen der Hintergrundquellen sind deutlich geringer und lassen sich nur durch die statistische Analyse einer großen Anzahl von Quellen nachweisen, um kohärente Verzerrungen von nur wenigen Prozent zu finden. Der Gravitationslinseneffekt äußert sich statistisch als bevorzugte Streckung der Hintergrundobjekte senkrecht zur Richtung zum Linsenzentrum. Durch die Messung der Formen und Orientierungen einer großen Anzahl entfernter Galaxien können deren Orientierungen gemittelt werden, um die Scherung des Linsenfeldes in einem beliebigen Gebiet zu messen. Dies wiederum kann zur Rekonstruktion der Massenverteilung in diesem Gebiet verwendet werden; insbesondere lässt sich die Hintergrundverteilung der Dunklen Materie rekonstruieren. Da Galaxien von Natur aus elliptisch sind und das Signal der schwachen Gravitationslinsenwirkung gering ist, müssen für diese Untersuchungen sehr viele Galaxien herangezogen werden. Diese Untersuchungen zur schwachen Gravitationslinsenwirkung müssen sorgfältig eine Reihe wichtiger systematischer Fehlerquellen vermeiden : Die intrinsische Form von Galaxien, die Tendenz der Punktspreizfunktion einer Kamera , die Form einer Galaxie zu verzerren, und die Tendenz des atmosphärischen Seeings, Bilder zu verfälschen, müssen verstanden und sorgfältig berücksichtigt werden. Die Ergebnisse dieser Untersuchungen sind wichtig für die Schätzung kosmologischer Parameter, für ein besseres Verständnis und die Verbesserung des Lambda-CDM-Modells sowie für die Überprüfung der Konsistenz anderer kosmologischer Beobachtungen. Sie könnten zudem zukünftig eine wichtige Einschränkung für die Dunkle Energie liefern .

Mikrolinsen

Hierbei handelt es sich um Objekte, bei denen keine Formverzerrung sichtbar ist, sich aber die von einem Hintergrundobjekt empfangene Lichtmenge zeitlich ändert. In einem typischen Fall handelt es sich bei dem Linsenobjekt um Sterne der Milchstraße , während die Hintergrundquelle Sterne einer fernen Galaxie sind, oder in einem anderen Fall um einen noch weiter entfernten Quasar . In Extremfällen kann ein Stern in einer fernen Galaxie als Mikrolinse wirken und einen anderen, viel weiter entfernten Stern vergrößern. Das erste Beispiel hierfür war der Stern MACS J1149 Lensed Star 1 (auch bekannt als Ikarus), dessen Lichtfluss durch den Mikrolinseneffekt verstärkt wurde.

Gravitationslinsen wirken gleichermaßen auf alle Arten elektromagnetischer Strahlung , nicht nur auf sichtbares Licht, sondern auch auf nicht-elektromagnetische Strahlung wie Gravitationswellen. Schwache Linseneffekte werden sowohl für die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung als auch für Galaxien-Durchmusterungen untersucht . Starke Linsen wurden auch im Radio- und Röntgenbereich beobachtet . Erzeugt eine starke Linse mehrere Bilder, entsteht eine relative Zeitverzögerung zwischen den beiden Bildern: Das heißt, in einem Bild ist das durch die Linse verzerrte Objekt vor dem anderen zu sehen.

Henry Cavendish (1784, in einem unveröffentlichten Manuskript) und Johann Georg von Soldner (1801, veröffentlicht 1804) wiesen darauf hin, dass die Newtonsche Gravitation vorhersagt, dass Sternenlicht um ein massereiches Objekt abgelenkt wird ^{[ 15 ]} , wie bereits Isaac Newton 1704 in seinen „Queries No. 1“ in seinem Buch „Opticks“ vermutet hatte . ^{[ 16 ]} Denselben Wert wie Soldner berechnete Einstein 1911 allein auf Grundlage des Äquivalenzprinzips . ^{[ 13 ] : 3} Allerdings bemerkte Einstein 1915 im Zuge der Vollendung der allgemeinen Relativitätstheorie, dass sein (und damit auch Soldners) Ergebnis von 1911 nur die Hälfte des korrekten Wertes darstellt. Einstein war der Erste, der den korrekten Wert für die Lichtablenkung berechnete. ^{[ 17 ]}

Die erste Beobachtung der Lichtablenkung erfolgte durch die Feststellung der Positionsveränderung von Sternen , die an der Sonne vorbeizogen . Diese Beobachtungen wurden 1919 von Arthur Eddington , Frank Watson Dyson und ihren Mitarbeitern während der totalen Sonnenfinsternis am 29. Mai durchgeführt . ^{[ 18 ]} Die Sonnenfinsternis ermöglichte die Beobachtung der sonnennahen Sterne. Gleichzeitig fanden Beobachtungen in den Städten Sobral (Provinz Ceará , Brasilien) und São Tomé und Príncipe an der Westküste Afrikas statt. ^{[ 19 ]} Die Beobachtungen zeigten, dass das Licht sonnennaher Sterne leicht abgelenkt wurde, sodass die Sterne leicht verschoben erschienen. ^{[ 20 ]}

Das Ergebnis galt als spektakuläre Neuigkeit und schaffte es auf die Titelseiten der meisten großen Zeitungen. Es machte Einstein und seine allgemeine Relativitätstheorie weltberühmt. Auf die Frage seines Assistenten, wie er reagiert hätte, wenn die allgemeine Relativitätstheorie 1919 nicht von Eddington und Dyson bestätigt worden wäre, antwortete Einstein: „Dann würde ich den lieben Gott bedauern. Die Theorie ist trotzdem richtig.“ ^{[ 21 ]} Bereits 1912 hatte Einstein spekuliert, dass ein Beobachter mehrere Bilder einer einzigen Lichtquelle sehen könnte, wenn das Licht um eine Masse abgelenkt würde. Dieser Effekt würde die Masse wie eine Art Gravitationslinse wirken lassen. Da er jedoch nur die Ablenkung um einen einzelnen Stern betrachtete, schien er zu dem Schluss zu kommen, dass das Phänomen in absehbarer Zeit unwahrscheinlich zu beobachten sei, da die notwendigen Konstellationen zwischen Sternen und Beobachter höchst unwahrscheinlich wären. Auch mehrere andere Physiker spekulierten über Gravitationslinsen, kamen aber alle zu dem gleichen Ergebnis, dass ihre Beobachtung nahezu unmöglich sei. ^{[ 10 ]}

Obwohl Einstein unveröffentlichte Berechnungen zu diesem Thema anstellte, ^{[ 9 ]} erfolgte die erste schriftliche Erörterung der Gravitationslinse durch Khvolson in einem kurzen Artikel über den „Halo-Effekt“ der Gravitation, wenn Quelle, Linse und Beobachter nahezu perfekt ausgerichtet sind, ^{[ 7 ]} der heute als Einstein-Ring bezeichnet wird .

Im Jahr 1936 veröffentlichte Einstein nach einigem Drängen von Rudi W. Mandl widerwillig den kurzen Artikel „Linsenartige Wirkung eines Sterns durch die Ablenkung des Lichts im Gravitationsfeld“ in der Zeitschrift Science . ^{[ 10 ]}

1937 betrachtete Fritz Zwicky erstmals den Fall, dass die neu entdeckten Galaxien (die damals als „Nebel“ bezeichnet wurden) sowohl als Quelle als auch als Linse fungieren könnten und dass dieser Effekt aufgrund der beteiligten Masse und Größe viel wahrscheinlicher zu beobachten sei. ^{[ 22 ]}

1963 erkannten Yu. G. Klimov, S. Liebes und Sjur Refsdal unabhängig voneinander, dass Quasare eine ideale Lichtquelle für den Gravitationslinseneffekt sind. ^{[ 23 ]}

Erst 1979 wurde die erste Gravitationslinse entdeckt. Sie wurde als „ Zwillings-QSO “ bekannt, da sie zunächst wie zwei identische Quasare aussah. (Offiziell trägt sie die Bezeichnung SBS 0957+561 .) Entdeckt wurde diese Gravitationslinse von Dennis Walsh , Bob Carswell und Ray Weymann mit dem 2,1-Meter- Teleskop des Kitt-Peak-Nationalobservatoriums . ^{[ 24 ]}

In den 1980er-Jahren erkannten Astronomen, dass die Kombination von CCD-Kameras und Computern es ermöglichen würde, die Helligkeit von Millionen von Sternen jede Nacht zu messen. In einem dichten Feld wie dem galaktischen Zentrum oder den Magellanschen Wolken könnten potenziell viele Mikrolinsenereignisse pro Jahr beobachtet werden. Dies führte zu Projekten wie dem Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), das Hunderte solcher Ereignisse charakterisiert hat, darunter auch OGLE-2016-BLG-1190Lb und OGLE-2016-BLG-1195Lb .

Newton fragte sich, ob Licht in Form von Korpuskeln durch die Schwerkraft abgelenkt würde. Die Newtonsche Vorhersage zur Lichtablenkung bezieht sich auf das Ausmaß der Ablenkung, die ein Korpuskel unter dem Einfluss der Schwerkraft erfahren würde. Daher sollte „Newtonsch“ in diesem Zusammenhang als Bezugnahme auf die folgenden Berechnungen verstanden werden und nicht als Ausdruck von Newtons Überzeugung von deren Gültigkeit. ^{[ 25 ]}

Bei einer Gravitationspunktmasselinse der Masse M erfährt ein Korpuskel der Masse M eine Kraft${\displaystyle M}$${\displaystyle m}$

${\displaystyle {\vec {F}}=-{\frac {GMm}{r^{2}}}{\hat {r}},}$

Wo befindet sich der Abstand zwischen Linse und Korpuskel? Wenn wir diese Kraft mit dem zweiten Newtonschen Gesetz gleichsetzen , können wir die Beschleunigung berechnen, die das Licht erfährt: ${\displaystyle r}$

${\displaystyle {\vec {a}}=-{\frac {GM}{r^{2}}}{\hat {r}}.}$

Das Licht interagiert von der Anfangszeit bis zur Zeit mit der Linse , und die Geschwindigkeitserhöhung, die das Korpuskel erfährt, beträgt ${\displaystyle t=0}$${\displaystyle t}$

${\displaystyle \Delta {\vec {v}}=-\int _{0}^{t}dt'\,{\frac {GM}{r(t')^{2}}}{\hat {r}}(t').}$

Unter der Annahme, dass das Licht anfänglich weit genug von der Linse entfernt ist, um die Schwerkraft zu vernachlässigen, beträgt der senkrechte Abstand zwischen der anfänglichen Bahn des Lichts und der Linse b (der Stoßparameter ), und der parallele Abstand ist , sodass . Wir nehmen außerdem eine konstante Lichtgeschwindigkeit in paralleler Richtung an, v , und dass das Licht nur geringfügig abgelenkt wird. Durch Einsetzen dieser Annahmen in die obige Gleichung und weitere Vereinfachung lässt sich die Geschwindigkeitszunahme in senkrechter Richtung berechnen. Der Ablenkwinkel zwischen der anfänglichen und der endgültigen Bahn des Korpuskels beträgt daher (siehe z. B. M. Meneghetti 2021) ^{[ 25 ].}${\displaystyle r_{\parallel }}$${\displaystyle r^{2}=b^{2}+r_{\parallel }^{2}}$${\displaystyle dr_{\parallel }\approx c\,dt}$

${\displaystyle \theta ={\frac {2GM}{c^{2}r}}.}$

Obwohl dieses Ergebnis nur die Hälfte der Vorhersage der allgemeinen Relativitätstheorie zu sein scheint, sagt die klassische Physik voraus, dass die Lichtgeschwindigkeit vom Beobachter abhängig ist (siehe z. B. L. Susskind und A. Friedman 2018) ^{[ 26 ]} , was in der speziellen Relativitätstheorie durch eine universelle Lichtgeschwindigkeit ersetzt wurde . ${\displaystyle c}$

In der allgemeinen Relativitätstheorie folgt Licht der Krümmung der Raumzeit. Wenn Licht also ein massereiches Objekt umkreist, wird es abgelenkt. Das bedeutet, dass das Licht eines Objekts auf der anderen Seite zum Auge des Beobachters hin abgelenkt wird, ähnlich wie durch eine gewöhnliche Linse. In der allgemeinen Relativitätstheorie hängt der Lichtweg von der Form des Raumes (d. h. der Metrik) ab. Die Gravitationsanziehung kann als Bewegung ungestörter Objekte in einem gekrümmten Raum oder alternativ als Reaktion von Objekten auf eine Kraft in einem flachen Raum betrachtet werden . Der Ablenkwinkel ist

${\displaystyle \theta ={\frac {4GM}{c^{2}r}}}$

in Richtung der Masse M in einem Abstand r von der betroffenen Strahlung, wobei G die universelle Gravitationskonstante und c die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum ist.

Da der Schwarzschildradius als definiert ist und die Fluchtgeschwindigkeit als definiert ist , lässt sich dies auch in einfacher Form ausdrücken als ${\displaystyle r_{\text{s}}}$${\displaystyle r_{\text{s}}=2Gm/c^{2}}$${\displaystyle v_{\text{e}}}$${\textstyle v_{\text{e}}={\sqrt {2Gm/r}}=\beta _{\text{e}}c}$

${\displaystyle \theta =2{\frac {r_{\text{s}}}{r}}=2\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)^{2}=2\beta _{\text{e}}^{2}.}$

Die meisten Gravitationslinsen wurden bisher zufällig entdeckt. Die Suche nach Gravitationslinsen auf der Nordhalbkugel (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), durchgeführt im Radiofrequenzbereich mit dem Very Large Array (VLA) in New Mexico, führte zur Entdeckung von 22 neuen Linsensystemen – ein bedeutender Meilenstein. Dies eröffnete völlig neue Forschungsmöglichkeiten, von der Suche nach sehr weit entfernten Objekten bis hin zur Bestimmung kosmologischer Parameter, um das Universum besser zu verstehen.

Eine ähnliche Suche auf der Südhalbkugel wäre ein wichtiger Schritt, um die Suche auf der Nordhalbkugel zu ergänzen und weitere Forschungsziele zu erreichen. Bei Verwendung gut kalibrierter und parametrisierter Instrumente und Daten ist ein ähnliches Ergebnis wie bei der Untersuchung auf der Nordhalbkugel zu erwarten. Die Daten der Australia Telescope 20 GHz (AT20G)-Durchmusterung, die mit dem Australia Telescope Compact Array (ATCA) erhoben wurden, eignen sich hierfür besonders gut. Da die Daten mit demselben Instrument unter Einhaltung strengster Qualitätsstandards erfasst wurden, sind gute Ergebnisse zu erwarten. Die AT20G-Durchmusterung ist eine Blinddurchmusterung im 20-GHz-Frequenzbereich des elektromagnetischen Spektrums. Aufgrund der hohen Frequenz steigt die Wahrscheinlichkeit, Gravitationslinsen zu finden, da die relative Anzahl kompakter Kernobjekte (z. B. Quasare) höher ist (Sadler et al. 2006). Dies ist wichtig, da der Linseneffekt bei einfachen Objekten leichter zu erkennen und zu identifizieren ist als bei komplexen Objekten. Diese Suche nutzt interferometrische Verfahren, um Kandidaten zu identifizieren und sie anschließend mit höherer Auflösung zu verfolgen. Ausführliche Projektdetails werden derzeit für die Veröffentlichung vorbereitet.

Kürzlich gestartete und geplante Durchmusterungen werden die Anzahl bestätigter Gravitationslinsen um Größenordnungen erhöhen. Der Start des Euclid-Weltraumteleskops der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) im Jahr 2023 identifizierte in den ersten 0,45 % seines Untersuchungsgebiets rund 500 starke Linsenkandidaten. Im Laufe der sechsjährigen Durchmusterung werden voraussichtlich 100.000 Kandidaten gefunden ^{[ 27 ]} . Das Vera C. Rubin Observatory (LSST) begann 2025 mit der Datenerfassung auf dem Cerro Pachón in Chile. LSST erwartet, im Laufe seiner zehnjährigen Durchmusterung etwa 62.000 bis 120.000 galaxienweite Linsen zu entdecken ^{[ 28 ]} . Der bevorstehende Start des Nancy Grace Roman Weltraumteleskops ( NGROT) in den Jahren 2026/2027 soll durch die geplante großflächige Durchmusterung hoher Breiten (HLWAS) rund 160.000 starke Gravitationslinsen aufspüren ^{[ 29 ]} .

Mikrolinsentechniken wurden zur Suche nach Planeten außerhalb des Sonnensystems eingesetzt . Eine statistische Analyse spezifischer Fälle beobachteter Mikrolinseneffekte im Zeitraum von 2002 bis 2007 ergab, dass die meisten Sterne in der Milchstraße mindestens einen Planeten beherbergen, der sie in einer Entfernung von 0,5 bis 10 AE umkreist. ^{[ 31 ]}

Im Jahr 2009 wurde die schwache Gravitationslinsenwirkung genutzt, um die Masse-Röntgenleuchtkraft-Beziehung auf ältere und kleinere Strukturen als bisher möglich auszudehnen und so die Messungen entfernter Galaxien zu verbessern. ^{[ 32 ]}

Im Jahr 2013 wurde mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops der NASA die entfernteste bekannte Gravitationslinsengalaxie, J1000+0221 , entdeckt . ^{[ 33 ] [ 34 ]} Obwohl sie weiterhin die entfernteste bekannte Galaxie mit vierfacher Gravitationslinsenwirkung ist, entdeckte ein internationales Astronomenteam später mithilfe einer Kombination aus Hubble-Weltraumteleskop und Keck-Teleskop eine noch weiter entfernte Galaxie mit zweifacher Gravitationslinsenwirkung. Die Entdeckung und Analyse der IRC 0218-Linse wurde am 23. Juni 2014 in den Astrophysical Journal Letters veröffentlicht . ^{[ 35 ]}

Im Jahr 2023 wurde im Rahmen der COSMOS-Web-Durchmusterung ^{[ 36 ]} mit dem JWST NIRCam eine massereiche Galaxie mit einem vollständigen Einstein-Ring bei einer Rotverschiebung von z = 2 entdeckt . Das Objekt, JWST-ER1 genannt, ist etwa 17 Milliarden Lichtjahre entfernt und damit die bisher entfernteste beobachtete Gravitationslinsengalaxie. Die kompakte, massereiche und inaktive Galaxie (JWST-ER1g) befindet sich bei z_{_phot} ~ 1,94 und lenkt das Licht einer noch weiter entfernten Hintergrundgalaxie (JWST-ER1r) bei z_{_phot} ~ 2,98 ab, wodurch der vollständige, leuchtende Ring entsteht. JWST-ER1 ist sogar noch weiter entfernt als die oben genannten Linsengalaxien J1000+0221 und IRC 0218. Ihre Entdeckung und ihre ungewöhnlich hohe Dichte haben wichtige Implikationen für das Verständnis von Dunkle-Materie-Halos ^{[ 37 ]} .

Eine am 30. September 2013 in der Online-Ausgabe der Physical Review Letters veröffentlichte Studie unter der Leitung der McGill University in Montreal , Québec , Kanada, hat mithilfe des Südpolteleskops der National Science Foundation und des Weltraumobservatoriums Herschel die B-Moden entdeckt , die durch den Gravitationslinseneffekt entstehen . Diese Entdeckung eröffnet neue Möglichkeiten, Theorien über die Entstehung unseres Universums zu überprüfen. ^{[ 38 ] [ 39 ]}

Galaxienhaufen Abell 2744 – extrem weit entfernte Galaxien , sichtbar gemacht durch Gravitationslinsen (16. Oktober 2014). ^{[ 40 ] [ 41 ]}

Albert Einstein sagte 1936 voraus, dass Lichtstrahlen aus derselben Richtung, die an den Rändern der Sonne entlanglaufen , in einem Brennpunkt in etwa 542 AE Entfernung von der Sonne konvergieren würden. ^{[ 42 ]} Eine Sonde, die sich in dieser (oder einer größeren) Entfernung von der Sonne befindet, könnte die Sonne somit als Gravitationslinse nutzen, um entfernte Objekte auf der sonnenabgewandten Seite zu vergrößern. ^{[ 43 ]} Die Position der Sonde könnte je nach Bedarf verändert werden, um verschiedene Ziele relativ zur Sonne anzuvisieren.

Diese Entfernung liegt weit jenseits der technischen Möglichkeiten von Raumsonden wie Voyager 1 und jenseits der bekannten Planeten und Zwergplaneten, obwohl sich 90377 Sedna im Laufe von Jahrtausenden auf ihrer stark elliptischen Umlaufbahn noch weiter entfernen wird. Die hohe Verstärkung, mit der sich durch diese Linse potenziell Signale wie Mikrowellen der 21-cm- Wasserstofflinie nachweisen lassen , führte Frank Drake in den Anfängen von SETI zu dem Vorschlag , eine Sonde in diese Entfernung zu schicken. Die Mehrzwecksonde SETISAIL und später FOCAL wurde 1993 der ESA vorgeschlagen, gilt aber als schwieriges Unterfangen. ^{[ 44 ]} Sollte eine Sonde die 542 AE-Marke überschreiten, wird die Vergrößerungswirkung der Linse auch in größeren Entfernungen erhalten bleiben, da die Strahlen, die sich in größeren Entfernungen bündeln, weiter von den Verzerrungen der Sonnenkorona entfernt verlaufen. ^{[ 45 ]} Eine Kritik des Konzepts lieferte Landis, ^{[ 46 ]} der unter anderem auf Probleme wie die Interferenz der Sonnenkorona, die hohe Vergrößerung des Ziels, die die Gestaltung der Brennebene der Mission erschwert, und eine Analyse der inhärenten sphärischen Aberration der Linse einging.

Im Jahr 2020 präsentierte der NASA-Physiker Slava Turyshev seine Idee einer Mission zur direkten Multipixel-Bildgebung und -Spektroskopie eines Exoplaneten mithilfe einer solaren Gravitationslinse . Die Linse könnte das Bild des Exoplaneten mit einer Oberflächenauflösung von etwa 25 km rekonstruieren, was ausreicht, um Oberflächenmerkmale und Anzeichen von Bewohnbarkeit zu erkennen. ^{[ 47 ]}

Kaiser, Squires und Broadhurst (1995) ^{[ 49 ]} , Luppino & Kaiser (1997) ^{[ 50 ]} sowie Hoekstra et al. (1998) entwickelten eine Methode zur Kompensation der Auswirkungen von PSF -Verschmierung und -Scherung. Dadurch wird ein Scherungsschätzer gewonnen, der nicht durch die systematische Verzerrung der PSF verfälscht ist. Diese Methode (KSB+) ist die am weitesten verbreitete Methode zur Messung der Scherung bei schwachen Gravitationslinseneffekten. ^{[ 51 ] [ 52 ]}

Galaxien weisen zufällige Rotationen und Bahnneigungen auf. Daher müssen die Schereffekte bei schwachen Gravitationslinsen anhand statistisch bevorzugter Orientierungen bestimmt werden. Die Hauptfehlerquelle bei der Linsenmessung ist die Faltung der Punktspreizfunktion (PSF) mit dem Linsenbild. Die KSB-Methode misst die Elliptizität eines Galaxienbildes. Die Scherung ist proportional zur Elliptizität. Die Objekte in Linsenbildern werden anhand ihrer gewichteten Quadrupolmomente parametrisiert. Bei einer perfekten Ellipse hängen die gewichteten Quadrupolmomente mit der gewichteten Elliptizität zusammen. KSB berechnet, wie ein gewichtetes Elliptizitätsmaß mit der Scherung zusammenhängt, und verwendet denselben Formalismus, um die Effekte der PSF zu eliminieren. ^{[ 53 ]}

Die Hauptvorteile von KSB liegen in seiner mathematischen Einfachheit und der vergleichsweise unkomplizierten Implementierung. Allerdings basiert KSB auf der zentralen Annahme, dass die PSF kreisförmig ist und eine anisotrope Verzerrung aufweist. Dies ist eine plausible Annahme für kosmische Scherfeld-Durchmusterungen, doch die nächste Generation von Durchmusterungen (z. B. LSST ) benötigt möglicherweise eine deutlich höhere Genauigkeit, als KSB bieten kann.

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  Sonnenbogengalaxie. ^{[ 54 ]}
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  Gravitationslinsen-verzerrter Quasar. ^{[ 55 ]}
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  In SDSS J0952+3434 weist die untere bogenförmige Galaxie die charakteristische Form einer durch Gravitationslinsen verzerrten Galaxie auf. ^{[ 56 ]}
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  Verzerrt und verformt um SDSS J1050+0017. ^{[ 57 ]}
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  Die Galaxie SPT0615-JD existierte, als das Universum erst 500 Millionen Jahre alt war. ^{[ 58 ]}
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  Gravitationslinsen, die in den Daten der DESI Legacy Survey gefunden wurden ^{[ 59 ].}
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  Gravitationslinsen, die in den Daten der DESI Legacy Survey gefunden wurden ^{[ 60 ].}
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  Das Linsenphänomen ermöglicht die Darstellung von Strukturen mit einer Größe von nur etwa 100 Lichtjahren oder weniger. ^{[ 61 ]}
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  Detaillierte Betrachtung einer durch Gravitationslinsen verzerrten Typ-Ia-Supernova iPTF16geu. ^{[ 62 ]}
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  „Smiley“-Bild eines Galaxienhaufens (SDSS J1038+4849) und Gravitationslinseneffekt (ein Einsteinring ) ( HST ). ^{[ 63 ]}
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  Abell 1689 - tatsächliche Gravitationslinseneffekte ( Hubble-Weltraumteleskop ).
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  Verteilung der Dunklen Materie - schwache Gravitationslinsenwirkung ( Hubble-Weltraumteleskop ).
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  Gravitationslinse bei Rotverschiebung z = 1,53 entdeckt. ^{[ 64 ]}
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  Grafik zum Gravitationslinseneffekt (8. Januar 2020)
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  Hubble präsentiert Hamiltons Objekt
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  Illustration der Gravitationslinsenwirkung ^{[ 65 ]}
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  Durch Gravitationslinsen verzerrte, ferne, sternbildende Galaxien. ^{[ 66 ]}
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  Zwei Bilder dieser Supernova in der Galaxie MRG-M0138, weiß eingekreist, sind aufgrund des Gravitationslinseneffekts sichtbar. Ein drittes Bild wird voraussichtlich im Jahr 2035 erscheinen. ^{[ 67 ]}
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  Das Fragezeichen-„Galaxie“-Bild enthält tatsächlich fünf Aufnahmen desselben Galaxienpaares, die durch Gravitationslinseneffekte entstanden sind. Die durch die Linsenwirkung verzerrten Bilder sind mit A bis E gekennzeichnet. ^{[ 68 ]}

• Terrestrische Atmosphärenlinse  – Konzept der Nutzung der Erdatmosphäre als große Linse
• Galaktische Linse  – Struktur von Galaxien
• Gravitationslinsenformalismus  – Konzept in der Physik
• Starke Gravitationslinsenwirkung  – Gravitationsablenkung von Licht
  • Einstein-Kreuz  – Gravitationslinsenbild eines QuasarsPages displaying short descriptions of redirect targets
  • Einsteinring  – Phänomen, das auftritt, wenn Licht durch ein Objekt gravitativ linsenförmig abgelenkt wird.
• Schwache Gravitationslinsenwirkung  – Gravitationsbedingte Ablenkung von Licht
• Gravitationsmikrolinseneffekt  – Astronomisches Phänomen aufgrund des Gravitationslinseneffekts
• SN Refsdal  – Supernova, die durch eine Linse verzerrt wurde
• Euclid (Raumsonde)  – Europäisches Weltraumobservatorium für sichtbares und nahinfrarotes Licht, gestartet im Jahr 2023Pages displaying short descriptions of redirect targets

Anmerkungen

Bibliographie

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Historische Dokumente

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