Kütleçekimsel merceklenme: Revizyonlar arasındaki fark
| [kontrol edilmemiş revizyon] | [kontrol edilmemiş revizyon] |
İçerik silindi İçerik eklendi
Uzaylıfeza (mesaj | katkılar) çeviriye devam |
Uzaylıfeza (mesaj | katkılar) çeviriye devam |
||
42. satır:
1980'lerde, astronomlar CCD kameralar ve bilgisayarın birlikte kullanılmasıyla, her gece milyonlarca yıldızın parlaklığının ölçülebileceğini fark etti. Galaksi merkezi veya Macellan bulutları gibi yoğun alanlarda, her yıl bir çok mikro merceğin keşfedilme potansiyeli var. Bu Optik Yerçekimsel Merceklenme Deneyleri’ne veya bununla bağlantılı yüzlerce alana efor harcanmasına izin verdi.
==Uzay-zaman eğriliğinin açısından açıklanması==
[[Image:Black hole lensing web.gif|thumb|Kütleçekimsel merceklenme simülasyonu (bir kara delik arkadaki galaksi boyunca ilerliyor).]]
Genel görelilik teorisine göre, ışık uzay-zamanın eğriliğini izler. Bunun sonucu olarak, ışık büyük bir nesnenin etrafında geçerken bükülür. Bu, cisimden gelen ışığın gözlemcinin gözüne doğru büküleceği anlamına geliyor. Sıradan bir merceğin yaptığı gibi. Işık her zaman sabit bir hızda hareket eder. Mercek etkisi ışığın hızının yönünü değiştirir ancak büyüklüğünde bir değişiklik yaratmaz.
Işık ışınları gelecek ve geçmiş bölgeler arasında bir sınırdır. Kütleçekimsel etki, arkaplandaki bükülmüş geometride bozulmamış objelerin hareketi veya alternatif olarak düz geometrideki kuvvetin karşılığı olarak görülebilir .
''G'' kütleçekim sabiti, ''c'' boşluktaki ışık hızı olmak üzere ''M'' kütlesine ''r'' mesafesindeki etkilenmiş ışığın sapma açısı aşağıdaki formülle gösterilir.
:<math>\theta = \frac{4GM}{rc^2}</math>
[[Schwarzschild yarıçapı]] <math>r_\mathrm{s}</math> böyle de gösterilir <math>r_\mathrm{s} = {2Gm}/{c^2}</math>. Daha basitçe
:<math>\theta = 2 \frac{r_\mathrm{s}}{r}</math> şelinde ifade edilebilir.
| |||