Kütleçekimsel merceklenme: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmemiş revizyon] | [kontrol edilmemiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Değişiklik özeti yok |
Uzaylıfeza (mesaj | katkılar) Hem ödevim için hem Türkçe vikipediye katkıda bulunmak için çeviri yapıyorum. |
||
1. satır:
{{Genel görelilik}}
'''Kütleçekimsel merceklenme''' uzaktaki bir kaynak ile gözlemci arasındaki madde ( [[galaksi kümesi]] gibi ) dağılımını ifade eder. Bu kaynaktan gelen ışığın, gözlemciye doğru yolculuk ederken, kütleçekimsel merceklenme olayı sayesinde bükülmesi yeteneğidir. Bu etki, Einstein’in [[genel görelilik]] teorisinin tahminlerinden biridir ve kütleçekimsel merceklenme olarak bilinir. <ref name="NYT-20150305">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Astronomers Observe Supernova and Find They’re Watching Reruns |url=http://www.nytimes.com/2015/03/06/science/astronomers-observe-supernova-and-find-theyre-watching-reruns.html |date=March 5, 2015 |work=[[New York Times]] |accessdate=March 5, 2015 }}</ref>
[[Orest Chwolson]] (1924) ve Frantisek Klin (1936) etkilerini ilk defa tartışanlardan biri olmuştur. Etkileri daha sıklıkla, 1936 yılında alanındaki en ünlü makaleyi yayınlayan, Einstein ile ilişkilendirilmiştir.
[[Fritz Zwicky]] 1937 yılında, bu etkinin galaksi kümelerinin kütleçekimsel mercek gibi davrandığına izin verdiğini belirlemiştir. 1979 yılına kadar bu etki gözlemlerle doğrulanamadı. [[İkiz kuasar]] keşfedilen ilk kütleçekimsel mercek sistemidir.
==Tanım==
Optik merceğin tersine, maksimum bükülme kütleçekimsel merceğin merkezine yakın, minimum bükülme ise merkezden uzakta gerçekleşir. Sonuç olarak, kütleçekimsel mercek tek bir odak noktasına sahip değildir. Onun yerine odak çizgisi vardır. Eğer ışık kaynağı ( mercek gibi davranan devasa gök cismi) ile gözlemci düz bir doğrultu üzerinde bulunuyorlarsa, gerçek ışık kaynağı mercek gibi davranan devasa gök cisminin etrafında halka şeklinde görünür. Eğer bir hizalama varsa, gözlemci halka yerine parçalı yaylar görecektir. Bu olgu ilk defa 1924 yılında fizikçi [[Orest Chwolson]] tarafından bahsedilmiştir. <ref>[http://www.abc.net.au/science/k2/moments/gmis9737.htm Gravity Lens – Part 2 (Great Moments in Science, ABS Science)]</ref> ve 1936 yılında [[Albert Einstein]] tarafından hesaplanmıştır. Bu sıklıkla literatürde [[Einstein halkası]] olarak geçer. Chwolson akı veya halka fotoğrafının yarıçapı ile ingilenmemiştir. Daha çok, mercek gibi davranan kütlelerin karmaşık olduğu ([[galaksi grubu]] veya [[galaksi kümesi]] gibi) ve uzay-zamanın küresel çarpıtmasına neden olmayan yerlerde kaynağın mercek etrafında parçalı yaylara neden olduğu yerleri incelemiştir. Gözlemci aynı kaynağın çoklu bozulmuş resimlerini görebilir. Kaynağın, merceğin, gözlemcinin, göreli konumlarına bağlı olarak, sayıları ve biçimleri değişebilir. <ref>[http://astroreview.com/issue/2012/article/black-hole-horizons-and-how-they-begin Dieter Brill, "Black Hole Horizons and How They Begin", Astronomical Review (2012); Online Article, cited Sept.2012.]</ref>
[[File:Artist's impression of gravitational lensing of a distant merger.ogg|thumb|right|250px|Kütleçekimsel merceklenme sayesinde aradan geçen galaksi arkasındaki galaksininin görüntüsünü değiştiriyor.]]
Üç tip kütleçekimsel merceklenme sınıfı vardır:<ref>{{cite book | title = The Galactic Supermassive Black Hole | author = Melia, Fulvio | authorlink = Fulvio Melia | publisher = Princeton University Press | date = 2007 | isbn = 0-691-13129-5 | pages = 255–256}}</ref>
1. Güçlü merceklenme: Einstein halkasının, yayların ve çoklu resimlerin oluşumu gibi kolaylıkla görünen çarpıtmaların olduğu yerler.
2. Zayıf merceklenme: arka plandaki kaynakların çarpıtmalarının çok daha küçük olduğu yerler. Bunların tespit edilebilmesi için çok sayıda kaynağa bakılarak sadece küçük bir yüzdedeki uyumlu çarpıtmaların bulunması gerekir. Merceklenme statik olarak gösteriyor ki arka plandaki objelerin öncelikli gerilmeleri merceğin merkezi boyunca olan yöne diktir. Biçimlerin ölçülmesi ile ve uzaktaki çok sayıda galaksinin uyum sağlaması,herhangi bir bölgedeki merceklenmiş alanın ortalama uyumu ölçülebilir. Bu o bölgedeki kütle dağılımının tekrar yapılması için kullanılabilir. Özel olarak, arka plandaki [[karanlık madde]] dağılımı tekrar yapılabilir. Galaksiler özünde eliptiklerdir ve zayıf kütleçekimsel merceklenme sinyali çok küçüktür. Galaksilerin çoğu bu araştırmalarda kullanılmalıdır. Bu zayıf mercek araştırmaları, sistematik hataya sebep olabilecek önemli kaynaklardan dikkatlice arındırılmalıdır. Galaksilerin gerçek yapılarının, kameranın tek bir noktaya odaklanma eğilimi galaksinin şeklini bozabilir ve [[gökbilimsel görme]] nedeniyle bozulan resimler anlaşılmalıdır ve dikkatlice sayılmalıdır. Bu araştırmaların sonuçları kozmolojik değişken tahminleri için önemlidir. Lamda-CDM modelinin daha iyi anlaşılması ve geliştirilebilmesi için önemlidir ve diğer kozmolojik gözlemlerinin kontrolünde tutarlılık sağlıyor. Bu araştırmalar aynı zamanda karanlık enerji üzerine yapılacak ilerideki kısıtlamaları sağlayabilir.
3. Mikro merceklenme: Şekilde hiç bozulmanın olmadığı yerler görülebilir. Arkaplandaki objeden alınan ışığın miktarı zamanla değişiyor. Tipik bir durumda mercek etkisi gösteren obje [[samanyolu]]ndaki yıldızlar olabilir, arka plandaki kaynak uzak galaksideki bir yıldız olabilir. Diğer bir durumda ise çok uzaktaki [[kuasar]] bile olabilir. Etki çok küçüktür, güçlü merceklenme durumundaki gibi güneş kütlesinin 100 milyar katı bir kütleye sahip bir galaksi bile sadece bir kaç açı saniyesi ile ayrılan çoklu resimler üretebilir. Galaksi kümeleri bir kaç açı dakikası aralıklar üretebilir. Her iki durumda da galaksiler ve kaynaklar uzaktadırlar, galaksimizden yüzlerce megaparsek uzaklığında.
Kütleçekimsel merceklenme bütün [[elektromanyetik radyasyon]] çeşitlerinde eşit derecede davranır, sadece görünür ışıkta değil. Zayıf merceklenme etkisi, [[kozmik mikrodalga arkaplan ışıması]] için çalışılmıştır ve aynı zamanda galaksi araştırmaları için. Güçlü merceklenme [[radyo]] ve [[X-ray]] bölgelerinde gözlenmiştir. Eğer güçlü mercekler çoklu resimler üretiyorsa iki yol arasında göreli bir zaman gecikmesi olacaktır. Bir resimdeki merceklenmiş obje diğer resimden daha önce gözlenecektir.
{{fizik-taslak}}
| |||