Kosmoloogia - 5. osa: Universum

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

4. peatükk: Kosmoloogilised mudelid

Gravitatsiooniläätsed -- lokaalsed ruumi kõverdajad

ERIK TAGO

Kaasaegsed kosmoloogilised mudelid viivad järeldusele, et me võime üsna tõenäoliselt elada kõveras ruumis. Kogu Universumis asuv aine ja kiirgus tekitab ruumi kõverdumise. See kõverus on aga nii väike (kõverusraadius on väga suur ja võrdne Universumi raadiusega suletud mudelis), et me tavaliselt, ka astronoomilistes mastaapides, ei pane seda tähele.

Üldrelatiivsusteooria väidab, et valguse tee kõverdub igast massiivsest kehast möödudes. Universum on aga massiivseid kehi täis. Seega peaks valgus kogu aeg kõverat teed pidi liikuma. Nii see muidugi ongi -- kõik maailma valguskiired rajavad rohkem või vähem läbi taevakehade gravitatsioonivälja rägastiku "vingerdades" teed -- kõveras ruumis see ongi aga kõige otsem tee. Tavaliselt me seda ei märka, sest kiirte paindumine on liig väike ka suurte teleskoopide jaoks. Isegi nii väike, et Einstein, kes ennustas gravitatsiooniläätsede olemasolu, ei lootnud seda vaatlustest näha. Siiski on viimase 20 aasta jooksul gravitatsiooniläätsi edukalt vaadeldud alates esimesest kaksikkvasarist, mis avastati 1979. a. (kaksik-kvasar QSO 0957+561 Suure Vankri tähtkujus).

Kuidas tekib kujutis gravitatsiooniläätses? (pilt: grav.läätse skeem) Gravitatsiooniläätse efekt tekib siis, kui vaatleja, massiivne gravitatsioonilääts ja kauge taevakeha asuvad ühel joonel. Grav. lääts saab avalduda üsna erineval viisil:

  1. Ideaalsel juhtumil, kui valgusallikas on punktikujuline, gravitatsiooniläätseks on masspunkt ja nad asuvad vaatlejaga ühel joonel -- grav. läätse optilisel teljel, siis saame kujutiseks rõnga nurkraadiusega
    Teeta = 2/c * ruutjuur (G * M * a / (b * d)),
    mida nimetatakse Einsteini rõngaks. Siin: c - valguse kiirus, G - gravitatsioonikonstant, M - läätse mass, a - kaugus vaatlejast läätseni, b - kaugus läätsest taevakehani, d = a + b.

  2. kui on gravitatsiooniläätse väike kõrvalekalle optiliselt teljelt, tekib kaksik-kujutis (näiteks kaksikkvasarid).

  3. 4-kordne kujutis ("Einsteini rist", "ristikheinaleht") tekib, kui lisaks pole gravitatsioonilääts sümmeetriline (näiteks kosmoseteleskoobiga vaadeldud nelik-kujutised kaugetest galaktikatest) (pilt: )

  4. kaared (Einsteini rõnga osad) tekivad läätse keerulisema konfiguratsiooni korral. (pilt : gal.parv A2218)

  5. toimub läätse taga asuvate väljagalaktikate kuju väike moonutus

  6. kujutis pole mitmeks lahutatud ega moonutatud, toimub vaid heleduse võimendamine (nn. mikroläätsed, näiteks tähed)

Et näha, kui väike on efekt, esitame Einsteini rõnga raadiused mõnedel tüüpilistel juhtudel:

Gravitatsiooniläätse mass (Päikese massides) Gravitatsiooniläätse kaugus (a=b) Einsteini rõnga raadius (kaaresekundites)
1 (täht) 10 kpc (Linnutee keskkoht) 0,0001
1012 (galaktika) 1000 Mpc (1/10 Universumi horisondist) 2
1014 (galaktikaparv) 1000 Mpc 20 (1/100 Kuust)

Gravitatsiooniläätsed on osutunud kasulikuks mitme kosmoloogilise probleemi lahendamisel. Seetõttu on neid viimastel aastatel palju otsitud ja vaadeldud. Gravitatsiooniläätsed on andnud:

  • üldrelatiivsusteooria täiendava tõestuse (Newtoni teoorias on efekt 2 korda väiksem)
  • Hubble'i parameetri e. Universumi paisumiskiiruse sõltumatu määramise. gravitatsiooniläätsede puhul pole vaja teha heleduse absoluutset mõõtmist nagu traditsiooniliste meetodite (vt. Hubble'i diagramm) korral: mõõdetakse vaid signaali hilinemist (dT) näiteks kaksikkvasari kahe erineva kujutise jaoks (kahe kiire erinev teekond). Hubble'i parameeter on pöördvõrdeline selle ajalise nihkega H ~ 1/dT. Tõravere astronoomil Jaan Peldil ja tema kaasautoritel on esmakordselt õnnestunud määrata signaali hilinemine esimese kaksikkvasari QSO 0957+561 jaoks (sellest hinnangust tuleneb, et H < 70 km/s/Mpc).
  • tumeda aine massi (galaktikate ja galaktikaparvede masside) määramise sõltumatu meetodi. Kogu mass võetakse gravitatsiooniläätses arvesse sõltumata dünaamilistest eeldustest. Massid, mis on sel meetodil saadud mõnekümne galaktikaparve jaoks, sobivad teiste meetoditega saadud massidega (vt. "Kuidas kaaluda taevakehi").

Gravitstiooniläätsedega on seotud ka üks halb nähtus: nad moonutavad kosmoloogiliste objektide heledusjaotust. Näiteks pole osa kvasaritest nii heledad kui varem arvatud, sest toimub heleduse gravitatsiooniline võimendamine. Teisalt aga osutub võimalikuks vaadelda nii nõrku galaktikaid, mida ilma gravitatsiooniläätseta ei näe.

[ Peatüki indeks | Õpiku tekst | Illustratsioonid | Viited | Kordamisküsimused ]

Õpiku tegijad / opik@obs.ee
© Tartu Tähetorni Astronoomiaring 1997-99

12. märts 1999

 [Avatud Eesti Fond]

Selle õpiku valmimist on toetanud Avatud Eesti Fond.