Как гравитационная линза стала космическим телескопом

Около года назад я опубликовал статью «Ещё раз об экзоконтинентах, тектонике плит и зарождении жизни ^[1]» (+40, 7,1 тыс. просмотров), в которой оставлял небольшой дисклеймер: сейчас все предположения о соотношении суши и воды на внесолнечных планетах делаются на кончике пера и исходя из косвенных данных (спектроскопии). Современные телескопы не обладают достаточной разрешающей способностью, чтобы рассмотреть детали рельефа экзопланет. Возможно, эту задачу удастся решить и в ходе поступательного развития космических телескопов, но сегодня я хочу напомнить, что в природе существует и естественный мощный аналог космического телескопа — гравитационная линза.

Гравитационное линзирование – это феномен искривления света от далёкого источника, когда этот свет на пути к наблюдателю проходит вблизи от массивного объекта — например, галактики или галактического скопления.

Такое искривление света от фонового источника наступает в результате искривления пространства-времени под действием массивного объекта и является одним из наиболее наглядных подтверждений эйнштейновской теории относительности. Пространство-время реагирует на массу как единая физическая сущность. Кроме того, под воздействием линзы наблюдаемые позиции далёких объектов (звёзд, галактик) существенно сдвинуты по сравнению с их истинным положением, наблюдаемым в отсутствии линзы.

Эйнштейн на кончике пера предположил существование гравитационных линз ещё в 1912 году (за три года до того, как сформулировал общую теорию относительности). Описывая физику отклонения света от прямой линии, он упомянул «геометрическую гравитационную линзу». Он набросал её конфигурацию в записной книжке, будучи в Берлине, и именно в 1912 году впервые обсудил со своим другом Эрвином Фройндлихом, как можно было бы проверить на практике такую гипотезу.

На тот момент Эйнштейн полагал, что наблюдать гравитационные линзы будет невозможно. Он заключил, что резкость линзы зависит от массы линзирующего объекта и от расстояний между источником света, линзирующим объектом, наблюдателем, а также от точности расположения объектов относительно друг друга (желательно — на прямой линии). Впоследствии Эйнштейн не раз упоминал гравитационные линзы в других источниках, в частности, в декабре 1915 года в письме к своему другу Генриху Цанггеру. Впоследствии идею гравитационных линз подхватили другие учёные; в частности, в 1920 году о них написал Артур Эддингтон. Также в 1924 году гравитационными линзами заинтересовался ^[2] советский учёный Орест Данилович Хвольсон, а в середине 1930-х — сотрудник Пулковской обсерватории Гавриил Адрианович Тихонов, одним из первых занявшийся их популяризацией. Далее подробнее остановлюсь на связи между гравитационными линзами и общей теорией относительности. Как известно, знаменитый эксперимент Артура Эддингтона окончательно подтвердил справедливость общей теории относительности, и вот в чём он заключался.    

Эксперимент Эддингтона

В 1919 году британские астрономы Артур Эддингтон и Фрэнк Дайсон провели на экваториальном острове Принсипи близ западного берега Африки знаменитый эксперимент ^[3], окончательно подтвердивший верность общей теории относительности. 29 мая 1919 года на острове наблюдалось полное солнечное затмение, и Эддингтон сравнил позиции ярких звёзд ночью и в период затмения. Поскольку визуально в момент затмения эти звёзды находились вблизи Солнца, их угловые позиции оказались сдвинуты от реальных примерно на 0,87 угловой секунды. Таким образом, свет звёзд действительно искривляется под действием солнечной гравитации, в полном соответствии с теорией относительности.

В данном случае Солнце сработало именно как гравитационная линза — звёзды не только сдвинулись в небе, но и оказались увеличены (Солнце сработало как телескоп, в котором используется оптическая линза). Связь эксперимента Эддингтона с гравитационным линзированием подробно описана в статье ^[4] Дмитрия Зигфридовича Вибе «Гравитационные линзы».

Первую межгалактическую гравитационную линзу открыли ^[5] в 1979 году Деннис Уолш, Роберт Ф. Карсуэлл и Рэй Дж. Вейманн. Они обнаружили, что двойной квазар Q0957+561 – на самом деле двойное изображение одной и той же далёкой радиогалактики, а такой эффект возникает под действием гравитационной линзы. Ниже этот «парный» квазар представлен в условных цветах ^[6], но фактически он наблюдался в радиодиапазоне через радиотелескоп.  

Самостоятельная оптическая ценность гравитационных линз была обнаружена много позже эксперимента Эддингтона, а именно в период активного изучения радиогалактик (квазаров) ^[7]. Первая научная конференция, посвящённая исключительно гравитационным линзам, состоялась в 1983 году в бельгийском Льеже и с тех пор проводится ежегодно.  

Ранее я писал о том, почему квазары очень далеки от нас не только в пространстве, но и во времени ^[8]. Свет от квазаров, воспринимаемый как радиоволны по причине сильнейшего доплеровского эффекта, зачастую проходит мимо более молодой галактики или галактического скопления, и такой объект выступает в качестве гравитационной линзы ^[9]. В результате может наблюдаться не только сдвиг объекта относительно той позиции, где он обычно наблюдается на небе, но и раздваиваться (как показано на рисунке выше). В более сложных и редких случаях копии одного и того же объекта могут образовывать кресты; недавно была открыта гравитационная линза, дающая эффект карусели, и об этом я также упомяну ниже. Также в настоящее время известно около 12 крестов Эйнштейна ^[10]. Крест Эйнштейна — это оптическое явление, при котором далёкая галактика визуально учетверяется. Первый известный крест Эйнштейна был открыт в 1985 году при наблюдении квазара QSO 2237+0305 группой Джона Питера Хукры в обсерватории им. Уиппла на горе Маунт-Хопкинс, штат Аризона. Вот как выглядит этот крест:

Итак, гравитационная линза состоит, как минимум, из двух сильно удалённых друг от друга объектов. Первый – это далёкий источник света, а второй – это линзирующий массивный объект, тяготение которого приводит к отклонению света от прямой. Когда источник света, линзирующий объект и наблюдатель находятся на одной прямой, наблюдатель видит окружность (кольцо Эйнштейна), в которой источник света оказывается сильно увеличен.  

Технически метод выглядит так: берётся широкоугольная камера, к которой в качестве прибора с зарядовой связью подключается матрица детекторов, при помощи которой можно отслеживать сразу множество звёзд и дожидаться, когда на их фоне пройдёт массивное тело, что даст эффект гравитационной линзы. Этот метод уже применяется для изучения особо далёких звёзд в балдже нашей Галактики ^[11] и в Большом Магеллановом Облаке — галактике, которая является спутником Млечного Пути. При помощи гравитационного линзирования ищут и очень экзотические объекты, в частности, тёмные звёзды ^[12] и  MACHO (массивные компактные объекты галактического гало ^[13]).

Оптические аспекты и взвешивание звёзд

Гравитационные линзы подразделяются на несколько категорий: сильные, слабые и микролинзы. Обычно при помощи гравитационных линз удаётся обнаруживать только очень яркие объекты с высокой светимостью, либо очень крупные объекты, сильно затмевающие льющийся из-за них свет.

Увеличительный эффект гравитационных линз фактически превращает их в мощные естественные телескопы. Такая техника использовалась уже в  космическом телескопе «Хаббл» ^[14] для изучения структуры древних галактик. Гравитационные линзы работают в качестве увеличительного инструмента именно в вакууме, где отсутствуют атмосферные искажения. Тем не менее, пока не существует космического телескопа, который работал бы как вспомогательный инструмент для интерпретации данных гравитационной линзы, где гравитационная линза служит «объективом», а телескоп «окуляром».

Наиболее интересно гравитационное микролинзирование, так как оно позволяет изучать мелкие объекты, которые (почти) не дают собственного света, а только отражают свет сильного источника. Например, в одной из статьей из этого блога я рассказывал ^[15], как при помощи гравитационного микролинзирования пытаются искать первичные чёрные дыры, ныне считающиеся гипотетическими. Микролинзирование фиксируется редко, когда в крупной линзирующей галактике удаётся получить самостоятельные линзы от отдельных ярких звёзд. В настоящее время предпринимаются попытки всё шире использовать гравитационное микролинзирование в оптическом диапазоне — например, для поисков холодной тёмной материи ^[16] в галактических скоплениях.

В качестве примера упомяну примечательную работу ^[17] «Relativistic deflection of background starlight measures the mass of a nearby white dwarf star» (Релятивистское отклонение фонового звёздного света при измерении массы ближнего белого карлика). Эта статья вышла в 2017 году под руководством знаменитого популяризатора науки Марио Ливио по материалам наблюдений космического телескопа «Хаббл» за период с октября 2013 по 2015 год. Учёные отслеживали через найденную «Хабблом» гравитационную микролинзу положение далёкой звезды, пока она не приблизилась к белому карлику Stein 2051 B ^[18]. Белые карлики особенно интересны в качестве целей для гравитационного микролинзирования. Ведь они гораздо тусклее настоящих звёзд, но при этом обладают высокой плотностью и легче обнаруживаются именно по массе, а не по свету.

Гравитационную линзу можно сравнить не только с «телескопом», но и со старинными рыночными весами, где движение далёкой звезды на фоне наблюдаемой массы напоминает движение стрелки по шкале. Дело в том, что сила тяготения зависит от массы. Чем больше масса, тем сильнее эффект линзирования. Учёные проанализировали положение 2051 B на протяжении полутора лет, измеряя отклонение света далёкой звезды, и вычислили, что масса этого белого карлика составляет 68% от солнечной.

При гравитационном микролинзировании мы имеем дело со «звёздными», а не с «галактическими» массами — то есть, эти массы сравнительно невелики. Поэтому при микролинзировании картинка почти не искажается. При этом требуется дожидаться очень точного выстраивания ближних и дальних небесных тел в составе линзы. Ближнее массивное тело визуально «удваивает» дальнее по обе стороны от линзы, как показано на иллюстрации в начале статьи. При прохождении мимо оси наблюдения видимая светимость дальней звезды ненадолго сильно увеличивается. Данный эффект называется «фотометрическое микролинзирование». При этом опыт, описанный в статье о Stein 2051 B, также стал одним из первых примеров «астрометрического микролинзирования», демонстрирующего, как белый карлик меняется с течением времени. Такой метод применим не только к белым карликам, но и, как минимум, к нейтронным звёздам и коричневым карликам. Он позволяет отслеживать изменение массы таких объектов, практически невидимых в оптическом спектре.

Как видите, гравитационное линзирование представляет научный интерес при рассмотрении множества галактик (когда в поиск включаются статистические аспекты и найти подходящую линзу становится тем проще, чем шире обзор). Например, астрономы из проекта SLACS ^[19] (Sloan Lens Advanced Camera for Surveys) смогли опосредованно выявить в далёких галактиках скопления тёмной материи наряду с обычными звёздами. Также они показали, что чем больше масса галактики относительно среднего значения, тем выше в ней доля тёмной материи по сравнению с обычной.

Гравитационное линзирование может применяться для дистанционного взвешивания галактик и отлично подходит для поисков тёмной материи, так как оптическая астрономия в принципе неприменима для поисков вещества, не испускающего и не отражающего электромагнитное излучение. 

Определение контуров звёзд и галактик – ещё один интересный аспект гравитационного линзирования. В оптический телескоп звёзды обычно выглядят как точечные объекты, различить их форму очень сложно. Эта задача постепенно стала решаться благодаря оптической интерферометрии ^[20] — методу наложения электромагнитных волн с дальнейшим измерением их небольших смещений. Ещё в 2005 году группа астрономов ^[21] под руководством Николаса Джеймса Раттенбери из британской обсерватории Джодрелл-Бэнк в графстве Чешир смогла впервые измерить очертания звезды, входившей в состав гравитационной линзы MOA-33 и расположенной на расстоянии 5000 парсек от Земли. Оказалось, что эта звезда не шарообразная, а продолговатая. Ранее, в 2003 году, оптическая интерферометрия показала, что звезда Ахернар, альфа Эридана, является довольно плоской. В настоящее время подобными измерениями в основном занимаются две группы: вышеупомянутая MOA (Наблюдения микролинзирования в астрофизике), обсерватории которой находятся в Японии и Новой Зеландии, а также польско-принстонская коллаборация OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment).

Квазары и первые наблюдения крестов Эйнштейна

Подробнее остановимся на открытии квазаров, благодаря которым интерес к гравитационным линзам оформился в самостоятельную астрономическую дисциплину. Квазары — это очень далёкие и при этом очень яркие объекты. Уважаемый @SLY_G ^[22] разместил на Хабре перевод ^[23], в котором рассказано, почему квазары такие яркие, а также о вероятной связи между квазарами и чёрными дырами. Как понятно из вышеизложенного, если квазар расположится на одной линии с более близким массивным объектом (например, галактическим скоплением) и наблюдателем, то получится очень удобная гравитационная линза — в особенности потому, что квазар практически не смещается относительно наблюдателя.

К началу 1960-х модели гравитационного линзирования значительно усложнились по сравнению с первыми представлениями, которыми оперировал Эддингтон. Гравитационная линза описывалась на кончике пера как приближение, по которому можно судить о расположении объектов в пространстве. Предполагалось, что при отклонении света в гравитационном поле, это поле имеет практически идеальную сферическую симметрию. На практике ни источник света, ни сама линза почти никогда не обладают идеальной симметрией, а также очень редко находятся строго на одной линии с наблюдателем. Крест Эйнштейна в большей степени напоминает не линзу, а четырёхлистный клевер. Но гравитационные линзы могут принимать и более сложные формы, например, образовывать кольца Эйнштейна ^[24]. 

Первое кольцо Эйнштейна было открыто в 1988 году при изучении радиоисточника MG1131+0456 на телескопах Сверхбольшой антенной решётки ^[25]. Диаметр этого кольца составляет 1,75 секунд дуги. Сегодня известны десятки сложных гравитационных линз и несколько колец Эйнштейна. В 2015 году был открыт первый крест Эйнштейна, образованный взрывом сверхновой ^[26] (сам взрыв произошёл более 9,3 миллиарда лет назад). Поиском новых гравитационных линз занимается проект CfA-Arizona Space Telescope Lens Survey (CASTLeS).

Применение и дальнейший поиск гравитационных линз

В XXI веке исследование гравитационных линз идёт нарастающими темпами не только благодаря совершенствованию космических телескопов, но и потому, что гравитационные линзы давно перестали быть красивым астрономическим релятивистским феноменом. Гравитационная линза – это астрофизический инструмент, позволяющий, в частности, оценивать содержание тёмной материи ^[27] в далёких галактиках, а также уточнять некоторые фундаментальные параметры моделей Большого Взрыва ^[28].

Кроме того, как я упоминал над катом, при выстраивании гравитационных линз с участием Солнца можно было бы с беспрецедентным увеличением рассматривать экзопланеты, расположенные недалеко от нашей системы. Свет от экзопланеты можно фокусировать ^[29] в точке, расположенной на отрезке 550 — 850 астрономических единиц от Солнца. Подробнее об этой гипотетической технологии рассказано в статье ^[30] уважаемого Александра Баулина, пишущего на Хабре под ником @AlexBaggins ^[31]. Когда появятся технологии, позволяющие, например, развёртывать большие солнечные паруса ^[32], в эту область можно будет доставить один или несколько космических телескопов. В таком случае солнечная гравитационная линза позволит рассматривать объекты, расположенные в 100 световых годах от нас, с разрешением около 10 квадратных километров.

По-видимому, для этого не потребуется ни принципиально новых технологий, ни каких-либо невозможностей ^[33] по классификации Митио Каку. Солнечный телескоп будет работать непрерывно примерно по такому же принципу, как и радиотелескоп, и его картинка будет сшиваться ^[34] на основе множества кадров. Остаётся понять, как лучше всего фокусировать отражённый свет экзопланет, не давая ему потеряться в свете родительской звезды, но это чисто инженерная задача.

В заключение расскажу ещё об одном интереснейшем направлении исследований. Примерно с 2018 года мы учимся обнаруживать и классифицировать гравитационные линзы при помощи машинного обучения. В 2021 году в «The Astrophysical Journal» вышла статья ^[35], подготовленная ещё двумя годами ранее. В ней рассказано о 335 новых кандидатах в гравитационные линзы, для поиска которых была специально обучена остаточная ^[36] нейронная сеть. Группа астрофизиков под руководством Сяошен Хуана из Университета Сан-Франциско пользовалась изображениями из множества данных DECaLS ^[37], причём, проверка линз-кандидатов проводилась вручную. Обучение проводилось на суперкомпьютере Cori в Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли. Исследователи адаптировали модель, ранее описанную в статье ^[38] Франсуа Ланюсса и его коллег, опубликованной в журнале «Monthly Notices of the Royal Astronomical Society» в январе 2018 года. Калифорнийцы усовершенствовали предложенную там модель и переписали её с использованием библиотеки TensorFlow ^[39].

Обучение проводилось на множестве данных из 423 гравитационных линз и 9451 других объектов, среди которых было обнаружено 335 объектов-кандидатов. Эти объекты далее разделили на 3 категории: 60 объектов с высокой вероятностью являются гравитационными линзами (группа А), 105 похожи на объекты группы А, но обладают менее выраженными искомыми характеристиками (группа B), а ещё 176 были вынесены в группу С благодаря достаточному сходству с экземплярами из группы B. В настоящее время алгоритмы для обнаружения гравитационных линз постоянно совершенствуются. Желающим углублённо об этом почитать могу порекомендовать статью ^[40] Яшвардана Дешмукха, рассказавшего, как в лагере Summer Code 2023 он пытался искать тёмную материю по данным гравитационного линзирования методом самообучения (Self-Supervised Learning).