Кривые зеркала Вселенной-2

КАК И ГДЕ НАЙТИ ГРАВИТАЦИОННЫЕ ЛИНЗЫ

Вскоре после статьи Эйнштейна американский астроном, швейцарец Франц Цвикки догадался, что гравитационные линзы стоит искать совсем в другом месте. Цвикки занимался исследованиями галактик и их скоплений. Тогда это была ещё совсем молодая наука, не прошло и двадцати лет с тех пор, как Хабблу удалось доказать, что некоторые «туманности», наблюдаемые на небе, на самом деле находятся на огромных расстояниях. Они состоят из громадного числа звезд и часто по своим масштабам превосходят единственную галактику, известную до работ Хаббла - Млечный Путь (или Галактику - так, с большой буквы, пишут греческое название Млечного Пути, чтобы отличать его от множества других галактик).

Цвикки воспользовался формулами Эйнштейна и пришел к выводу, что расщепление изображений, которое производят галактики, составляет несколько секунд дуги. Такие расстояния были уже вполне по силам современным Цвикки телескопам. К тому же, в этом случае нет необходимости ждать затмения: далекие галактики светятся не так ярко. Однако галактики - объекты куда менее плотные, чем звезды, и хотя масса их в десятки и сотни миллиардов раз превосходит массу Солнца, размеры их больше солнечных в триллионы раз. Поэтому необходимо, чтобы источник был расположен достаточно близко к направлению на линзу: в противном случае второе изображение закрыла бы сама линза.

Цвикки рассчитал вероятность наблюдения гравитационных линз, и результат его лишь немногим более оптимистичен, чем сегодняшние расчеты: по оценкам Цвикки, изображение одной из каждых четырехсот далеких галактик расщепится.

В наше время расщепление изображения одного источника на несколько компонент называют сильным линзированием, и говорят, что объект сильно линзирован, в отличие от микролинзирования и слабого линзирования, о которых речь пойдет дальше. Трудность обнаружения сильного линзирования, тем не менее, в том, чтобы отделить эффект гравитационной линзы от групп в действительности близких друг к другу галактик (последние, как известно, имеют тенденцию собираться в группы - «скучиваться», или «кластеризоваться», как говорят астрономы).

Различить эти две ситуации нелегко. Во-первых, по-настоящему далекие объекты на глубоких снимках звездного неба выглядят, как маленькие пятнышки, а сравнивать одно едва заметное пятнышко с другим и делать из этого далеко идущие выводы - занятие не самое осмысленное. Во-вторых, ожидать, что одно из изображений будет увеличенной или уменьшенной, но точной копией другого, также не приходится: космические линзы очень несовершенны, распределение вещества в них далеко от симметричного, потому построенные ими разные изображения одного и того же объекта подчас не похожи ни на оригинал, ни друг на друга.

Рисунок 1. Двойной квазар QSO0957+561 - первое двойное изображение, открытое в 1979 году Вольшем, Карсвеллом и Вейманном. На фотографии слева, полученной с помощью Космического телескопа имени Хаббла, видны два ярких звездообразных объекта, между которым заметно чуть желтоватое и менее яркое размытое пятно. Это пятно и есть галактика-линза. Похожесть цветов двух изображений квазара астрономы характеризуют очень точно, измеряя спектральный состав их излучения. На графике справа как раз и приведены спектры двух компонент, полученные Андреасом Михалицианосом с коллегами также с помощью Хаббловского телескопа. Видно, что спектры эти почти одинаковы. Небольшие отличия связаны с тем, что на спектр компоненты B налагается спектр галактики-линзы, сквозь которую проходит свет.

Чтобы удостовериться, что мы действительно имеем дело с изображениями одного и того же объекта, астрономы обычно получают его спектр. Спектр - то есть, зависимость интенсивности излучения объекта от длины волны света - не зря называют «отпечатками пальцев» звезд и галактик. По спектрам можно определить множество галактических характеристик, но самое главное - расстояния до далеких галактик, их химический состав и скорость обращения составляющих галактики звезд по своим орбитам. Все это делает спектр в значительной степени индивидуальным. Однако и получить спектр слабого источника гораздо сложнее, чем простое изображение - ведь надо не просто накопить достаточно света, чтобы выделить объект на уровне шумов, но сделать это для каждой интересующей длины волны. Неудивительно, что времени на это уходит гораздо больше, чем на получение изображения, а за это время вырастают и сами шумы.