중력렌즈: 두 판 사이의 차이

[[은하단]]이나 [[블랙홀]] 같은 거대한 물체로부터 오는 [[중력]]은 [[시공간]]을 휘게 만들고 빛의 경로 마저경로마저 휘게 만든다. 빛이 휘어져서 관찰자에게 도달하면 원래 광원의 모양은 원호의 모양으로 과장되고 왜곡되게 된다.

빛의 경로는 중력렌즈의 중심에서 가장 많이 휘어지고, 먼 곳에서는 적게 휘어진다. 이는 광학 렌즈와는 반대된다. 그 결과 중력렌즈 효과에서는 초점이 존재하지 않는다. 빛을 내는 광원과, 렌즈 효과를 내는 거대한 천체, 그리고 관찰자가 직선상에 있다고 가정한다면, 광원은 거대한 천체의 주위에 링으로 나타나게 될 것이다. 또한, 직선상에 있지 않고 어긋나 있다면 활처럼 휜 모양을 볼수볼 수 있을 것이다. 이러한 현상은 1924년에 세인트 피터스버그(St. Petersburg)의 물리학자 Orest Chwolson,<ref>[http://www.abc.net.au/science/k2/moments/gmis9737.htm Gravity Lens - Part 2 (Great Moments in Science, ABS Science)]</ref> 에 의해 처음 언급되었고, 1936년에 [[아인슈타인]]에 의해 정량화 되었으며, 종종 문헌에서 “[[아인슈타인 링]]”이라고 언급되었다. 일반적으로 중력 렌즈의 질량 분포가 복잡하고, 시공의 왜곡이 구형이 아니기 때문에, 광원은 렌즈 주위에 드문드문 흩뿌려져 있는 원호의 모양을 하게 되며, 관측자는 같은 광원이 중력 렌즈에 의해 왜곡되어 다수의 상으로 나타나는 현상을 관찰하게 된다. 관찰되는 광원의 모양과 수는, 중력 렌즈를 포함하여 관측 선상에 있는 모든 물체에 의한 중력장에 의해 결정된다.

일반상대성이론에 따르면, 질량은 중력장에 만들어진 휜 시공간이고, 그러므로 빛의 경로가 휘는 결과가 나타난다. 이 이론은 1919년에 아서 에딩턴이 일식 현상 동안 태양에 가까이 지나가는 별빛이 약간 휘는 것을 관찰함으로써 확증되었다. 거대 천체 주변에서는 주변으로 부터주변으로부터 오는 빛이 천체 쪽으로 휘어지게 된다. 광속은 항상 일정하므로, 중력렌즈효과에서 빛의 속력은 바뀌지 않고 방향만 바뀐다. 이때 굴절각은 다음과 같다.

광원의 왜곡이 매우 작아지고, 많은 수의 광원의 분석을 통해 겨우 몇 퍼센트의 일관성 있는일관성있는 왜곡이 발견된다.

중력렌즈 효과를 이용하여 “중력 망원경(gravitational telescopes)"을 고안할 수 있다. 중력망원경은 천체 뒤에 있는 빛을 모으고, 많은 미약한 천체를 밝고 크게 만들기 때문에, 이러한 천체에 대한 연구가 더욱 쉬워질 것이다. [[캘리포니아공과대학]]의 과학자들은 [[허블우주망원경]]의 이미지를 이용하여 은하단 [[아벨 2218]]은하단에 의한 강한 중력렌즈효과를 통해 더 멀리 있는 천체를 연구하였다. 비슷하게, 미소렌즈효과는 광원이 되는 별의 추가적인 정보를 얻는 데 사용된다.<ref>{{웹 인용 |url=http://www.phys.canterbury.ac.nz/moa/stellar_atmospheres.html |제목=Stellar Atmospheres |publisher=MOA collaboration}}</ref>. 만약 광원이 되는 별이 쌍성계라면, 궤도의 움직임 또한 관측될 수 있다. ([[xallarap]] 효과)