Astronoomide vaateväli laienes eelmisel sajandil seoses uute lainepikkuse piirkondade kasutuselevõtuga. Vaatlused raadio-, infrapuna-, ultraviolett- , röntgeni- ja gammapiirkonnas on astrofüüsikasse toonud palju uut ja huvitavat. Kuidas aga on võimalik laiendada uuritavate nähtuste hulka hoopis teisiti, kasutades valguskiire teel oleva aine poolt tekitatud moonutusi?
Millal te viimati miraaži nägite? Nuubia kõrbes? Vaevalt. Pigem juhtus see suveõhtul autoga Päikese suunas sõites: kaugelt särav vee- või õlilaik teekattel haihtus olematusse, kui talle lähemale jõudsite.
Maised pettekujutised
Mõnevõrra ootamatu, aga nii see tõesti on: teepinnal pole ei õli ega vett, helendus, mida näete, on Päikese või heledama taevaala kujutis. Sel hetkel võite näha Päikest või taevalaiku kahes kohas - horisondi kohal ja teekattele suunatud vaatekiire suunas. Originaalne kujutis on lõhenenud kaheks.
Samuti on tuntud nähtus, kus loojuv õhtupäike lõhestub mere kohal kaheks või enamaks kujutiseks. Vahel lõhestuvad ka kaugelt läheneva auto tuled.
Kuidas sellised nähtused tekivad? Kooliajast mäletame, et valguskiir liigub ühtlases keskkonnas sirgjooneliselt. Ebaühtlases keskkonnas pole see aga enam nii. Kõige lihtsam on kiire tegelik tee tuletada Prantsuse juristi ja matemaatiku Pierre de Fermat' sõnastatud vähima aja printsiibist lähtudes.
See käib nii. Oletame, et meil on kaks ruumis eraldiseisvat punkti. Joonistame kahe punkti vahele kiire arvatava tee. Kuna kiir läbib erineva tihedusega piirkondi, siis võib valguse kiirus olla igas punktis erinev. Ometi saame välja arvutada kõverliikumisele kulunud summaarse aja. Joonistades teise kõvera, võime ka selle jaoks arvutada koguaja. Ja lõpuks, kui oleme niiviisi läbi proovinud kõik võimalikud teed, peaks kiire tegelikku käiku kirjeldama see tee, mille läbimiseks ebaühtlaselt muutuva kiirusega liikudes kulub kõige vähem aega.
Kui aga osutub, et on olemas kaks või mitu teed, mis annavad täpselt ühesuguse minimaalse koguaja? Selgub, et katki pole midagi, mõlemad teed sobivad. Kuna eri kiired jõuavad meie silma erineva nurga all, siis projekteeruvad ka nende kujutised meie jaoks lahku - ühe valgusallika asemel näeme kahte või enamat.
Kas seletus on tõesti nii lihtne? Võiks öelda: peaaegu. Nüüdisaja füüsika seisukohalt peab kiire (või kiirte) tegelik teekond olema mitte minimaalne, vaid ekstremaalne. Selle mõiste juurde jõuame, kui uurime lahendina saadud kiirte teekonna lähiümbrust. Oletame, et leidsime tõesti kiire, mis kulutas meieni jõudmiseks minimaalse aja. Sel juhul on kõik teised teed, mis saadakse lahendi varieerimisel - natuke siit allapoole, sealt ülespoole jne -, aeganõudvamad. See on miinimumi lokaalne ehk kohalik tunnus. Samal viisil võime ka sõnastada lokaalseid maksimume ja nn sadulpunkte. Ekstremaalsed ongi siis sellised kiireteed, mis osutuvad kas lokaalseteks miinimumideks, maksimumideks või sadulpunktideks.
Kuna ekstremaalseid kiiri võib olla mitu, võib ka kujutisi olla mitu. Varem nägime, et eri kiired võivad saabuda meie silma eri nurga all, mistõttu näemegi lõhestatud või moonutatud kujutisi. Kuid ka kiire teises otsas on nurgad erinevad. Sellest järeldub, et eri kujutised koguvad oma valguse erinevatest ruuminurkadest ning seega võib kogu valgushulk, mis meieni jõuab, olla põhimõtteliselt suurem kui üksikkujutise puhul. Kui aga vaatleksime lõhestunud päikesekujutist väga väikese lahutusvõimega optilise seadmega, mis määriks kaks kujutist tagasi kokku, siis tegeliku lõhestumise ja mitme "kanali" olemasolu tõttu võib vaadeldud laigu heledus olla suurem kui tavalise üksikkujutise heledus (muudel samadel tingimustel).
Võtame nüüd kokku olulise.
-
Ebaühtlases keskkonnas võib valguskiir jõuda ühest punktist teise mitut teed pidi.
-
Iga tegelik kiir peab olema ekstremaalne kiir.
-
Valguse kohalejõudmise koguajad ei pea olema võrdsed, kuna meil on tegemist lokaalsete ekstreemumitega.
-
Teatud tingimustel võib kiireteede lõhestumine võimendada kujutise heledust.
Nii kõrbe-, päikeseloojangu- kui ka maanteemiraaži puhul on tegemist järskude temperatuurimuutustega vertikaalsihis. Valgus liigub erineva kiirusega erineva temperatuuriga kihtides ja selline levimiskeskkonna ebaühtlus annabki tulemuseks näivate kujutiste nihkeid, mitmekordseid kujutisi, kuju moonutusi ja koguheleduse muutusi.
Kui keegi tahab oma silmaga uurida optiliste kujutiste lõhestumist, siis võib soovitada lihtsat katset: asetage pooleldi täidetud veiniklaas ruudulisele vihikulehele ja vaadelge ruudustikku läbi klaasi eri nurkade all. Mõne aja pärast - kui vahepeal ei teki kiusatust vein ära juua - saab teist ebaühtlase keskkonna optika spetsialist.
Gravitatsiooniline optika
Tähtedevaheline ruum on harilikult nii hõre, et tavalisi optilisi miraaže me ei näe. Valguskiirte tee on tüüpiliselt sirgjooneline ja valguse kiirus seega ühesugune. Küll aga võivad moonutused tekkida siis, kui kiire teele sattuvad piisavalt massiivsed objektid. Nagu Einsteini üldrelatiivsusteooriast teada, on ruum massi kuhjumite ümbruses kõverdunud ja seega võib ka kiirte tee olla moonutatud. Moonutuste geomeetria on määratud teooria võrranditega ja nende täpne kirjeldamine läheks siinkohal pikale. Oluline on see, et Fermat' lause jääb kehtima ja kiired otsivad ikka ajaliselt ekstremaalseid teid. Valguse kiirus tühjas ruumis on muidugi muutumatu, kuid ruumi kõverus ja ajavoolu kiiruse muutumine suurte masside läheduses kutsuvad esile moonutusi.
Ebaühtlase keskkonna optika ja gravitatsiooniline optika ei ole siiski päris samane. Vaatame näiteks tavalist läätse. Kui sellele langeb paralleelne kiirtekimp, läbib läätse teljele langev kiir läätse otse, ning tsentrist eemale projekteeruvad kiired murduvad seda rohkem, mida kaugemal nad tsentrist asetsevad. Ühevärvilise kiirtekimbu jaoks tähendab see, et läätse taga koonduvad kõik kiired ühte punkti - fookusesse. Eri värvuste/lainepikkuste jaoks asuvad fookused mõnevõrra erinevatel kaugustel ehk tekib kromaatiline aberratsioon. Samasugune kiirtekimp, mille teele on aga asetatud masspunkt, käitub teisiti: mida kaugemalt kiir möödub, seda vähem seda kallutatakse. Samal ajal ei sõltu kaldenurk aga lainepikkusest. Gravitatsiooniline lääts töötab täpselt ühtemoodi nii raadio-, optiliste kui ka röntgenlainete vahemikus.
Vaatamata nendele erinevustele on mõlemal juhul ka palju sarnasusi. Põhilised moonutused - näivate kujutiste nihked, kujutiste lõhenemine, kujutiste kuju moondumine ja koguheleduse võimendumine - on vaadeldavad mõlemal juhul. Astronoomidele ja füüsikutele üldisemas plaanis pakuvad huvi need kõik. Tegemist on ju "vaatlusinstrumendiga", mis on looduse poolt antud ja mida pole vaja kalli raha eest ehitada.
Kujutiste nihked
Teadaolevalt oli esimene uurija, kes käsitles valguskiirte kõrvalekaldumist suurte masside läheduses, Saksa geodeet ja matemaatik Johann Soldner. Juba aastal 1804 avaldas ta artikli, kus näitas, et Päike painutab oma kujutise servast mööduvaid valguskiiri nii, et päikeseketta lähedale projekteerunud tähekujutised nihkuvad näivalt 0,84 kaaresekundit väljapoole. (NB! Joonise leiab huviline trükinumbrist.)
Albert Einstein jõudis peaaegu samale tulemusele rohkem kui sada aastat hiljem. Aastal 1911 arvutas ta kõrvalekaldeks 0,83 kaaresekundit. Hiljuti leitud märkmikest selgub, et Einstein nägi ette ka kujutiste võimalikku lõhestumist. Ka uuris ta Mt. Wilsoni Observatooriumi direktori käest, et kas oleks võimalik täpselt mõõta päikeseketta lähedaste tähtede näivaid asukohti päeval. Tavalistel päevadel on sellised vaatlused muidugi võimatud, kuid täieliku päikesevarjutuse ajal siiski teostatavad. 1914. aastaks planeeritud vaatlused ebaõnnestusid Esimese maailmasõja tõttu. Ja õnneks, sest Einsteini arvutatud kõrvalekalle oleks osutunud valeks. Alles üldrelatiivsusteooria väljatöötamine võimaldas arvutada tänapäeval aktsepteeritud nihke - 1,74 kaaresekundit. Vaatluslik kinnitus sellele väärtusele saabus 1919. aastal ja pani tugeva aluse Einsteini kasvavale kuulsusele.
Tõelised gravitatsioonilised miraažid
Järgnevatel aastatel kiirte paindumise uurimine suurte masside läheduses mõnevõrra soikus. Petrogradi uurija Orest Chwolsoni saadetud lühisõnumis ajakirjale Astronomische Nachrichten aastast 1924 on käsitletud juhtu, kus läätsena toimiv täht ja foonitäht on vaatlejaga täpselt ühel sihil. Sel puhul lõhestub foonitähe kuju näivaks täisringiks. Praegu tunneme niisugust nähtust Einsteini ringi nime all. (NB! Joonise leiab huviline trükinumbrist.)
Aastal 1936 pöördus Tšehhi elektriinsener ja amatöörastronoom Rudi M. Mandl asjahuvilisena Einsteini poole palvega uurida täpsemalt võimalikke optilisi moonutusi massiivsete kehade gravitatsiooniväljas. Mandl tahtis nimelt tõestada, et piisava suuruse ja tugevusega gravitatsioonilääts võis Maa pealt välja põletada dinosaurused. Einstein oli lahke mees ja tegigi vastavad arvutused. Pole küll teada, kas ta kasutas oma varasemaid arvutusi 1912. aastast või tegi kõik rehkendused uuesti, aga igal juhul avaldas ta oma tulemused ajakirja Science 1936. aasta detsembrinumbris, muidugi välja arvatud lugu dinosaurustest. Sealhulgas kirjeldas Einstein ka varem Chwolsoni poolt uuritud ringikujulise miraaži võimalust. Einsteini artiklis aga vastavat viidet pole. Kas ta teadis vahepeal tehtud tööst? Suure tõenäosusega teadis. Nimelt ilmus Chwolsoni artikliga koos samas ajakirjanumbris, isegi samal leheküljel, väikene Einsteini nupuke, kus ta polemiseeris Tartu füüsiku Wilhelm Andersoniga elektrongaasi küsimustes. Ja tavaliselt loetakse oma artiklid ikka üle. Aga kes neid suurmehi teab!
Einsteini arvutused näitasid selgelt, et kuigi gravitatsioonilise optika nähtused - kujutise lõhenemine ja ka võimendumine - on põhimõtteliselt võimalikud, on nende tegelik avastamine tollaste instrumentide abil vähetõenäoline. Eestlastele Jaan Einasto artiklitest hästi teada USA astronoom Fritz Zwicky aga leidis, et kaugete galaktikate puhul ei ole vaadeldavad moonutused välistatud. Ta kasutas gravitatsioonist tingitud optiliste nähtuste kirjeldamisel isegi väljendit "naturaalne teleskoop".
Täiesti uus ajajärk gravitatsiooniliste miraažide uurimisel algas aga siis, kui 1963. aastal identifitseeris Hollandist pärit USA-s töötav astronoom Maarten Schmidt optiliselt esimese kvasari. Kvasar on piisavalt kauge ja hele objekt selleks, et saabuv valgus võiks sattuda tee peal läbima massiivset galaktikat või galaktikate parve. Üks esimesi, kes uutele võimalustele tähelepanu osutas, oli Norra astronoom Sjur Refsdal.
Maailma vanus ja Hubble'i konstant
1819. aasta talvel võisid Võrtsjärve ümbruse talumehed näha veidrat pilti. Mööda järvejääd kolistasid ringi tähtsad härrad ja nende abilised, kes vedasid kaasa pikki puulatte ja neid otsastikku kokku sobitasid. Hilisem maailmakuulus Tartu astronoom Wilhelm Struve korraldas nimelt baasimõõtmisi. Nagu teada, on geodeetiliste mõõtmiste aluseks nurkade täpne mõõtmine - triangulatsioon. Kuid nurkadest üksi ei piisa. Selleks, et kaarti lõplikult koostada, on vaja vähemalt ühe kolmnurga külg ka päriselt üle mõõta. Seda siis järvel tehtigi.
Et kvasarite kujutiste gravitatsioonilise lõhestumisega on sama lugu, seda näitaski juba 1964. aastal Sjur Refsdal. Oluline erinevus tavalisest geodeesiast seisneb asjaolus, et lõpliku pildi saamiseks pole vaja mõõta kahe punkti vahelist kaugust, vaid hoopis kahe sündmuse vahelist aega. (NB! Joonise leiab huviline trükinumbrist.)
Vaatame lähemalt konkreetset juhtu - kõige esimesena avastatud lõhestatud kujutistega süsteemi Q0957+561. 1979. aastal ei olnud kvasarite vaatlemine enam mingi uudis, seda tehti nii optilises kui ka raadiodiapasoonis ja oli saadud ka küllaltki korralikke spektreid, mis võimaldasid arvutada objektide punanihkeid. Punanihked võimaldavad aga asetada kvasarid kauguse järjekorda: väikese punanihkega lähemale ja suurema punanihkega kaugemale.Suur oli USA astronoomi Dennis Walshi ja tema kaastööliste üllatus, kui nad leidsid Arizona Kitt Peaki Observatooriumi 2,1-meetrist teleskoopi kasutades kaks kvasarit, mis asusid taevavõlvil teineteisele väga lähedal ja millel olid praktiliselt identsed spektrid (Q0957+561 A, B). Alguses püüti otsida saadud piltidelt jälgi kvasarite - tegelikult siis aktiivsete galaktikatuumade - füüsikalisest seosest. Kui neid ei leitud, sai selgeks, et tegemist võib olla esimese gravitatsiooniläätsega, tõelise miraažiga taevas. Mõni aeg hiljem vaadeldi ka nõrka raadiokiirgust, mis saabus allikkvasari ja vaatleja vahel asuvast galaktikast.
Pärast kaksikkujutise avastamist hakkasid astronoomid kiiresti mõõtma mõlema kujutise heleduse ajalist muutumist. Selleks ajaks olid juba hästi teada Sjur Refsdali 1960. aastatest pärinevad tööd, milles ta näitas, et kui originaalse kvasari heledus muutub, siis muutub ka mõlema näiva kujutise heledus, kuid väikese ajalise nihkega. (NB! Joonise leiab huviline trükinumbrist.)
Täpselt nagu geodeetiliselt mõõdetud nurkade süsteem ja üks baasijoone mõõtmine võimaldavad taastada kaardi kauguste süsteemi, võimaldavad ajanihe ja süsteemi suhtelised geomeetrilised parameetrid taastada tegelikud kaugused. Arvutustes kasutatakse vahepealse galaktika geomeetrilist mudelit, mis koostatakse täiendavate optiliste ja raadiovaatluste baasil. Tegelikest kaugustest ja spektritest mõõdetud punanihetest on aga võimalik arvutada kosmoloogiast tuntud Hubble'i konstandi väärtus. See konstant seob objektide eemaldumiskiirust ja tegelikku kaugust. Kõige lõpuks on aga Hubble'i konstant seotud maailma vanusega ning seega on arvutatud suurus ka aluseks maailma vanuse väljaarvutamisel. Detailsemalt on seda kõike kirjeldatud autori artiklis "Kuidas ma arvutasin maailma vanust" 2005. aasta Tähetorni kalendris.
Pärast esimese gravitatsioonilise miraaži avastamist tekkis astronoomidel suur huvi nähtuse vastu ja seniseks on teada juba ligi sada niisugust süsteemi. Lisaks kahe kujutisega süsteemidele on leitud nelja- ja rohkemgi kordseid süsteeme. Süsteemide jaotuse statistiline analüüs võimaldab ka hinnata tumeda energia hulga ülempiiri. Kui galaktikaid paisatakse laiali kaugusest päripidi sõltuva kiirendusega - just nii avaldab ennast tume energia -, siis läätskonfiguratsioonide tekkimise tõenäosus kasvab.
Sellega aga efektsete miraažide lugu ei lõppenud. Pärast taevateleskoobi orbiidile lennutamist ja selle optika korrigeerimist hakkasid astronoomid saama pilte suurejoonelisematest pettekujutistest. Foonil asuvate galaktikate kujutiste gravitatsiooniline moonutamine vahepealse galaktikaparve poolt võib anda terve parve näivaid iseloomulikult moonutatud kujutisi. Kuna moonutusi tekitab galaktikaparve kogumass, siis võimaldavad sellised kujutised uurida ka varjatud massi jaotust galaktikaparves.
Juhtumit, kus vahepealne mass lõhestab foonil oleva objekti pildi mitmeks eraldi nähtavaks kujutiseks, kutsuvad astronoomid tugevaks läätsefektiks (ingl strong lensing).
Mikroläätsed ja kosmiline prügi
Kui Albert Einstein mõtles gravitatsiooniliste moonutuste üle, siis sai ta aru, et tähtede poolt tekitatud miraažid on liiga märkamatud selleks, et neid optiliselt vaadelda saaks, ning jättis seepärast ka tulemused avaldamata. Nagu eespool öeldud, tuli ta arvutuste juurde tagasi Tšehhimaalt pärit veidriku pealekäimisel. Naabermaalt Poolast pärit ja hiljem Ameerikas töötanud astronoom Bogdan Paczyński aga ei olnud kindlasti veidrik. Ometi tuli ta 1986. aastal uuesti välja vana ideega. Nagu mäletame, võib kiire teekonnal ette tulnud mass foonil oleva objekti kujutise mitte ainult lõhestada, vaid võib seda ka võimendada.
Üldjuhul me muidugi ei tea, kas mõõdetud kujutis on võimendatud või on see lihtsalt heledam. Küll aga on niisugune võimendumine nähtav, kui see toimub ajuti. Näiteks siis, kui vaatleja liigub nii, et ta satub läbima allikobjekti ja moonutavat massi läbivat suunda, või siis, kui moonutav mass liigub foonil asuva objekti eest läbi. Ainult heleduse võimendusena vaadeldavat moonutust nimetavad astronoomid mikroläätse efektiks (ingl microlensing).
Esimese võimaliku võimenduse juhuga on tegemist siis, kui foonil oleva kvasari kiir läbib teel oleva galaktika. Kuna Maa koos Päikesega liigub kiiresti, "skaneerib" fooniobjekti ja vaatlejat siduv vaatekiir vahepeal oleva galaktika massijaotust. Et galaktikas on palju tähti, on võimenduse muutumise tõenäosus suur. Näiteks süsteemi Q0957+561 A, B puhul segas mikroläätse efekt tugevasti ajanihke täpset hindamist. (NB! Joonise leiab huviline trükinumbrist.)
Järelikult mikroläätse efektist võib ka kasu olla. Vastavate heleduskõverate detailne uurimine võimaldab nimelt hinnata galaktika massijaotuse parameetreid. Väga jämedalt, kuid siiski. Kolleeg Rudy Schild püüab leida heleduskõverate detailidest isegi andmeid foonikvasari ehituse kohta.
Teist tüüpi sündmuse tõenäosus, kus foonil oleva tähe ja vaatleja vahele satub graviteeruv mass, on muidugi väike. Ometi arvutas Paczyński välja, et on võimalik selline eksperimendi seade, kus üksikud juhtumid oleksid vaadeldavad.
Kosmilises raamatupidamises on palju segadust. Teame, et suur osa eri viisil mõõdetud massist on nähtamatu. Teleskoopidele on kättesaamatud väikesed rändplaneedid, mis on "välja visatud" oma kodusüsteemist, kustunud ja ebaõnnestunud tähed, mustad augud, suured lumepallid, millest võivad saada komeedid, jne. Niisugustele objektidele on antud kaunis nimi - MACHO-d (MAssive Compact Halo Objects). Poola-Ameerika astronoomi Bogdan Paczyński idee oligi vaadelda meie lähinaabriks olevate kääbusgalaktikate tähti suhteliselt pika aja jooksul, lootuses, et mõni MACHO vahepealt läbi lennates võimendaks foonitähe näivat heledust. Sündmuste vähest tõenäosust kompenseeriks siis vaadeldud foonitähtede suur arv. Arvutustes oli tüüpiliseks tõenäosuseks üks sündmus miljoni tähe kohta aastas. Tänapäeva CCD-astronoomia ja arvutite ajastul ei ole selline massiline vaatlus enam võimatu. Ja tõepoolest, varsti algatati mitu suuremat ja väiksemat mikroläätsede otsimise projekti veidrate nimedega - EROS, OGLE jms. Seniks on leitud suur hulk läbilende ja nende abil on saadud ka varjatud massikomponendi hinnanguid. (NB! Joonise leiab huviline trükinumbrist.)
Astronoome huvitavad ka juhtumid, kus tee peale jääv mass ei koosne ühest objektist. Mõelda võib väikese heledusega tähest ja selle ümber tiirlevast planeedist. Niisugusel juhul oleks heleduse muutumiskõver veidi teistsugune. Esimesed tulemused on juba saadud.
Gravitatsioonilised moonutused aitavad vaadata suurt pilti
Ei pea olema kutseline fotograaf, et mõista, mis on väljamoonutus. Kui seada digiaparaadi fookus võimalikult lühikeseks, siis kipuvad ristkülikud võtma tünni kuju, ja kui seada fookus võimalikult pikaks, hakkavad moonutatud ristkülikud pildil meenutama nõelapatja. Sama lugu on astronoomiliste piltidega. Kuigi insenerid ja optikud annavad oma parima, et moonutusi vältida, jääb osa neist ikka korrigeerimata. Meid huvitavad aga väga väikesed gravitatsioonist tingitud moonutused, seega vajame optiliste moonutuste täpset arvestamist. Siin on astronoomi abiliseks tähekujutised.
Kuna ideaalne tähekujutis peab olema tsentraalsümmeetriline, saame tegelike kujutiste elliptilisusest ehk väljavenitatusest arvutada vajalikud parandused. Üsna detailsete arvutuste abil võime niiviisi saada kujutise, kus ringid on jäänud ringideks vähemalt lokaalselt. (NB! Joonise leiab huviline trükinumbrist.)
Oletame hetkeks, et kõige kaugemad galaktikad, nn foonigalaktikad, on ringikujulised kettad. Meie optiline süsteem on nüüd korrigeeritud, ja seega peaksid ka saadud pildil olema ainult ringikujulised moodustised. Tegelikult muidugi ei ole. Väga tihti on saabunud galaktikakujutis moondunud, kuna see on möödunud mõnest massiivsemast moodustisest. Täpselt nagu päikeseketta kuju mere kohal võib paista ovaalne, võib esialgse ringikujulise galaktika kujutis jõuda meieni elliptilisena. Selliste gravitatsiooniliste moonutuste ehk nõrga läätsefekti (ingl weak lensing) uurimine annaks siis võimaluse vahepealse jõuvälja uurimiseks.
Asi pole muidugi nii lihtne, sest foonigalaktikad ei ole kõik ringikujulised. Enamgi veel, suurem osa neist on elliptilised. Aga ellipsi väljavenitamine annab jälle ellipsi. Milline ellips tekkis siis gravitatsioonilise moonutusena, milline aga on juba algusest peale välja venitatud? Seda me ei tea ja ei saagi nii lihtsalt teada. Appi peab tulema statistika. Kui kõige kaugemad galaktikad on tekkinud enam-vähem ühtlase "supi" sees, peab nende elliptiliste telgede statistiline jaotus olema ühtlane, st kõik suunad on võrdsed. Teiste sõnadega - suure galaktikate hulga jaoks peab venitusvektorite keskmine olema null. Juhtub aga tee peal olema suuri moonutavaid masse, võib näivate venitusvektorite keskmine nullvektorist erineda. Arvutades keskmise venitusvektori suuremate taevaalade jaoks, saame ettekujutuse massi jaotusest meie ja foonigalaktikate vahel. See on meetodi põhiidee.
Tegelikult on asi mõnevõrra keerulisem. Galaktikad asuvad meist eri kaugusel ja seega läbivad ka meile saabuvad kujutised eri pikkusega tee. Et olukorda täpselt analüüsida, on vaja lahendada matemaatiline pöördülesanne, mis arvestab nii keskmiste moonutuste pindjaotust kui ka galaktikate kaugust. (NB! Joonise leiab huviline trükinumbrist.)
Seni suurim sellealane uurimus on korraldatud taevateleskoobil läbiviidava COSMOS programmi raames. Umbes 1,4 kaarekraadi pikkuste servadega taevaala jaoks koguti maksimaalse lahutusvõimega pilte, maapealsete teleskoopidega mõõdeti kauguste määramiseks vajalikke spektreid ning superarvutite abil tehti andmetöötlust, statistilist analüüsi ja lahendati vajalikke pöördülesandeid. Tulemusena valmis esimene kolmemõõtmeline ülevaade varjatud massi jaotusest uuritava taevaosa suunas.
See ei ole veel kõik
Seni oleme vaadelnud gravitatsioonilise optika neid rakendusi, mis on juba andnud olulisi astronoomilisi tulemusi. Teoreetilisel tasemel on aga vaadeldud veel huvitavamaid juhte. Nimetame siinkohal mõnda neist: kujutiste lõhestamine neutrontähtede, seisvate ja pöörlevate mustade aukude poolt; kosmiliste stringide poolt esile kutsutud moonutused; valguskiirte tee aegruumi ussiaukude (ingl wormholes) läheduses; hüpoteetilised bosontähed kui gravitatsioonilised läätsed; kujutiste lõhenemine gravitatsioonilaines.
Nimekirja võiks jätkata pikalt. Ei ole olulist suuremastaabilist ruumi ja aega hõlmavat nähtust, mille puhul gravitatsiooniliste moonutuste probleem üles ei kerki. Moonutuste üksikasjalik uurimine aga avab taevaakna, mis lubab heita pilgu seni nähtamatuks jäänule.
LISA: Gravitatsioonilise optika ABC Gravitatsiooniline optika uurib moonutusi, mis tekivad elektomagnetkiirguse - valguse, raadiokiirguse jne - möödumisel suurtest massidest. Vaatlejale on moonutused kättesaadavad kolmel viisil.
- Tugev läätsefekt (ingl strong lensing) - vaatlejale on nähtav lõhestunud ja moonutatud kujutiste rühm.
- Mikroläätse efekt (ingl microlensing) - vaatleja võib mõõta ainult ajas muutuvat heleduse võimendumist.
- Nõrk läätsefekt (ingl weak lensing) - avaldub foonil olevate objektide kujutiste statistikas.
JAAN PELT (1947) on lõpetanud Tartu Ülikooli rakendusmatemaatika erialal. Teadustekandidaat, Tartu Observatooriumi vanemteadur. Töötanud Ungaris, Soomes, Taanis, Saksamaal ja Norras. Tuntumad tööd on pühendatud gravitatsiooniläätsedele, magnetiliselt aktiivsetele tähtedele ja päikeseplekkide statistikale.
