תורת היחסות הכללית של איינשטיין היא התאוריה שמתארת במדויק איך מסה משפיעה על אור. לפי תאוריית איינשטיין, מסה מעוותת את המרחב, והאור מתכופף בהתאם לעיוות הזה. ובמדויק יותר: מסה-אנרגיה משפיעה על הגאומטריה של המרחב-זמן. או, כפי שניסח זאת הפיזיקאי הנודע ג'ון ויילר, שטבע את המונח "חור שחור": "המסה אומרת למרחב-זמן איך להתעקם, והמרחב-זמן אומר למסה איך לנוע." האישוש הניסויי הראשון של תורת היחסות הכללית היה התצפית בהסטה של אור כוכבים שעבר קרוב לשולי השמש (בליקוי החמה של 1919).
המשוואה שמתארת את הסטת האור בידי מסה היא תוצאה יסודית של תורת היחסות הכללית. בקירוב, ריבוע זווית ההסטה, ברדיאנים, נתון בנוסחה:
ΘE2 = 4GM / c2D
במשוואה הזו G הוא קבוע הכבידה, c היא מהירות האור, M היא המסה של הגוף המסיט ו-D הוא המרחק אליו. קוואזר בהיסט לאדום אופייני של z = 1 נמצא במרחק של כ-2,000 מגה-פרסק. נחשב את ההסטה שגורמת גלקסיה מסיבית אופיינית – כ-1012 מסות שמש, כולל החומר האפל. ביחידות מטריות של מטרים וקילוגרמים מקבלים ΘE2 = (4 × 6.7 × 10−11 × 1012 × 2 × 1030) / ((3 × 108)2 × 2 × 109 × 3 × 1016) ≈ 10−10. לכן ΘE = √10−10 = 10−5 רדיאן. כדי לקבל את התשובה בשניות קשת נכפיל ב-206,265, ונקבל ΘE ≈ 2.0 שניות קשת.
גלקסיה אחת יכולה להסיט את האור של קוואזר רחוק בכ-2 שניות קשת. זה צירוף מקרים משמח שהזווית הזו גדולה מעט מהטשטוש שהאטמוספרה גורמת לאור שמגיע אלינו; אילו הייתה קטנה פי חמישה או פי עשרה, ייתכן שלא היינו מגלים עדשות כבידה כלל! הקוואזר הראשון שהתגלה כמוגדל בעדשה נמצא ב-1979, בטלסקופ של 2.1 מטרים במצפה הלאומי קיט פיק: התגלה שלקוואזר הכפול 0957+561 יש שתי דמויות, במרחק 6 שניות קשת זו מזו. הדמויות המרובות הן מעין תעתוע ראייה (מִירָאז'): יש רק עצם אחד, אבל האור שלו מתכופף בשני מסלולים שונים סביב הגלקסיה שבדרך, ולכן נראות שתי דמויות. אם הקוואזר נמצא בדיוק מאחורי הגלקסיה, והגלקסיה סימטרית (קירוב טוב לגלקסיה אליפטית), ההסטה זהה בכל הכיוונים, והקרניים המוסטות יוצרות בשמיים דמות של טבעת. כך מקור נקודתי – קוואזר – הופך ל"טבעת איינשטיין". הזווית ΘE נקראת רדיוס איינשטיין.
עדשות כבידה נדירות. רק כאחד מכל 300 קוואזרים מוגדל בעדשת כבידה, כי הסיכוי שגלקסיה או צביר גלקסיות יימצאו בדיוק לפני קוואזר רחוק קטן. אבל זה פחות נדיר ממה שאפשר היה לצפות, בגלל תוצאה שנייה של עדשות כבידה: האור של הקוואזר מוגבר. עדשת כבידה מגדילה את האור בדיוק כמו עדשה אופטית, ולכן קוואזר שעובר דרך עדשה נראה בהיר יותר מכפי שהיה נראה בלי גלקסיה בחזית. כך אפשר לראות קוואזר מוגדל ממרחק גדול יותר מקוואזר רגיל, והנפח הגדול יותר שעד המרחק הזה מכיל יותר קוואזרים שעשויים לעבור דרך עדשה. כלומר, יש אפקט בחירה שמגדיל את הסיכוי לגלות קוואזרים מוגדלים. עדשות הכבידה הן "הטלסקופ של הטבע": הן יכולות להגביר את השטף שמגיע מגלקסיות ברקע פי 10 עד 20 ויותר, וכך לאפשר לאסטרונומים לראות גלקסיות שהיו חיוורות או רחוקות מכדי לגלות אותן בדרך אחרת.
מתוך הספקטרה והתמונות של עשרות אלפי קוואזרים קוטלגו יותר ממאה מקרים של קוואזרים מוגדלים בעדשה (והיום – כבר מאות). יישור מושלם נדיר כמובן, ולכן האסטרונומים אינם מצפים לראות טבעות איינשטיין לעתים קרובות; נצפו רק מעטות. סביר יותר שהיישור לא יהיה מדויק לגמרי, ואז הטבעת מתפצלת לארבע דמויות נפרדות. אם הסטייה מהיישור גדולה יותר, נוצרים קשת מוגדלת אחת ודמות מוקטנת בצד השני של העדשה. מבחינה תאורטית, עדשה יוצרת תמיד מספר אי-זוגי של דמויות, אבל אחת מהן בדרך כלל חלשה מאוד, ולכן מערכות העדשה השכיחות ביותר הן כפולות, ואחריהן – מרובעות. אותה משוואת הסטה חלה גם על גלקסיות רחוקות שהאור שלהן מוסט בידי גלקסיות קרובות יותר. צביר גלקסיות יכול ליצור קשתות רבות מהאור של גלקסיות שמאחוריו. עדשות כבידה הן שיטה מצוינת "לשקול" גלקסיה, כי הסטת האור נגרמת מכל המסה, כולל החומר האפל הבלתי נראה.
הבנת זוויות ההסטה מובילה להבנת התופעה של מיקרו-עדשות כבידה (gravitational microlensing). נניח שאנחנו מחפשים חומר אפל בהילה של שביל החלב, וחושדים שהוא מורכב מעצמים חשוכים קטנים, כמו ננסים לבנים או ננסים חומים. מה תהיה החתימה של עצם במסה של 0.01 מסת שמש, במרחק 10 קילופרסק, שעובר לפני כוכבים רחוקים יותר? אפשר להיעזר בתוצאה הקודמת: ΘE2 ∝ M / D, ולכן ΘE ∝ (M / D)½. המסה קטנה פי 1014 והמרחק קטן פי 2 × 105, ולכן זווית ההסטה קטנה פי (1014 / 2 × 105)½ ≈ 22,000 מזווית ההסטה של עדשה שהיא גלקסיה. מקבלים 2 / 22,000 ≈ 10−4 שניית קשת, כלומר 100 מיקרו-שניות קשת – ומכאן השם "מיקרו-עדשה". זווית ההסטה קטנה בהרבה מהזווית הקטנה ביותר שכל טלסקופ יכול להפריד (כולל טלסקופ החלל האבל), ולכן טבעת איינשטיין אינה נראית והדמות אינה מתעוותת באופן מורגש.
אם מיקרו-עדשה יוצרת זווית הסטה קטנה כל כך, איך אפשר למדוד את התופעה? התשובה: האסטרונומים מחפשים את ההגברה של האור, ולא את פיצול הדמות. כשעדשה חשוכה עוברת לפני כוכב רחוק יותר, הכוכב מתבהר מאוד במשך הזמן שבו העדשה חוצה את האזור שמוגדר ברדיוס איינשטיין. במהירויות האופייניות של עצמים בהילה של שביל החלב, הכוכב שברקע מתבהר במשך כשבוע. לעצמים חשוכים קלים יותר יש רדיוס איינשטיין קטן יותר, ולכן ההגברה קצרה יותר. מיקרו-עדשות הן דרך יעילה לגלות פלנטות קלות מחוץ למערכת השמש (exoplanets). בשיטה הזו התגלו כבר יותר מ-200 פלנטות, ובעיקרון אפשר לגלות בה גם פלנטות קטנות מהירח.
באדיבות Astropedia
מה המתכון לגילוי מיקרו-עדשה? מחפשים כוכב ברקע שמתבהר ודועך פעם אחת, בעקומת אור שאינה תלויה באורך הגל (זווית ההסטה שתורת היחסות הכללית חוזה זהה לכל אורכי הגל). החתימה הייחודית הזו שונה מהשינויים של כל סוגי הכוכבים המשתנים המוכרים. הבעיה היא ההסתברות הנמוכה של יישור כזה: בכל רגע נתון רק כאחד ממיליון כוכבים עובר מיקרו-עדשה, ולכן צריך לצפות במיליון כוכבים לפחות בכל לילה כדי שיהיה סיכוי לתפוס את האירועים הנדירים האלה. גלאי CCD מודרניים מאפשרים סקרים רחבי שדה כאלה, ואכן התגלו אירועי מיקרו-עדשה בהילה של הגלקסיה שלנו. אבל קצב המיקרו-עדשות נמוך מכדי שההילה האפלה של שביל החלב תהיה מורכבת בעיקר מעצמים חשוכים קטנים כאלה.
→ הסעיף הקודם: 16.19 קוואזרים | הסעיף הבא: 16.21 התכונות של קוואזרים ←