Еще одним мощным средством исследования космоса могут служить
гравитационные линзы и «кольца Эйнштейна». Уже в 1801 году
берлинскому астроному Иоганну Георгу фон Зольднеру удалось
вычислить возможное преломление звездного света солнечной гра-
витацией (хотя, поскольку Зольднер использовал исключительно за-
коны ньютоновской механики, его результат был ошибочным и вдвое
отличался от правильного. Эйнштейн написал: «Половина этого
преломления вызвана ньютоновским полем притяжения Солнца, а
вторая половина— геометрической трансформацией [«искривле-
нием»] пространства, вызываемой Солнцем»).
В 1912 году, еще до окончания последней версии общей теории
Относительности, Эйнштейн задумывался о возможности исполь-
зования этого преломления в качестве «линзы» подобно тому, как
стекла ваших очков преломляют свет перед тем, как он достигнет
ваших глаз. В 1936 году чешский инженер Руди Мандл написал
Эйнштейну письмо, в котором спрашивал, может ли гравитационная
линза преломлять свет, исходящий от близлежащей звезды. Ответ
был утвердительным, но уловить такое преломление не представля-
лось возможным из-за несовершенства технологий того времени.
В частности, Эйнштейн понял, что мы бы увидели оптические
иллюзии, такие, как двойные изображения самого объекта или кольце-
образное искажение света. Свет из очень далекой галактики, проходя,
к примеру, мимо нашего Солнца, прошел бы слева и справа от него,
прежде чем лучи соединились бы снова и достигли наших глаз. Когда
мы вглядываемся в далекие галактики, мы наблюдаем кольцеобразные
картины, оптические иллюзии, вызванные действием, которое объяс-
няет общая теория относительности. Эйнштейн сделал вывод о том,
что было «не много надежды на прямое наблюдение этого явления».
В сущности, он написал о том, что эта работа «не имеет большой
ценности, но доставляет радость бедняге [Мандлу]».
Больше чем через 40 лет, в 1979 году, Деннис Уолш из обсервато-
рии Джодрелл-Бэнк получил первое частичное доказательство лин-
зирования: он открыл двойной квазар Q0957+561. В 1988 году коль-
цо Эйнштейна впервые наблюдалось из источника радиоизлучения
MG1131+0456. В 1997 году Космический телескоп Хаббла и сеть
радиотелескопов MERLIN в Великобритании при изучении далекой
галактики 1938+666 уловили первое кольцо Эйнштейна совершенно
правильной формы, что в очередной раз подтвердило теорию велико-
го ученого. (Это кольцо совсем крошечное, всего лишь в одну угло-
вую секунду, то есть размером с маленькую монетку, наблюдаемую
с расстояния в три километра.) Астрономы так описывают восторг,
охвативший их при виде этого исторического события: «Сначала
кольцо выглядело довольно искусственно и мы подумали, что это
какой-то дефект изображения, но потом мы поняли, что перед нами
кольцо Эйнштейна совершенно правильной формы!» — сказал Йен
Браун из Манчестерского университета. Сегодня кольца Эйнштейна
являются важным инструментом в арсенале астрофизиков. В откры-
том космосе было обнаружено около 64 двойных, тройных и других
кратных квазаров (миражей, вызванных гравитационным линзирова-
нием Эйнштейна), что приблизительно составляет пятисотую часть всех известных квазаров.
Даже такие невидимые формы вещества, как темное вещество, можно наблюдать при помощи создаваемого ими преломления света. Таким способом можно получить «карты», на которых показано распределение темного вещества во вселенной. Поскольку гравитационное линзирование Эйнштейна преломляет свет больших галактических скоплений скорее в дуги (нежели в кольца), представляется зможным оценить концентрацию темного вещества в этих скоплениях.В 1986 году астрономы Национальной оптической астрономической обсерватории Стэнфордского университета и Обсерватории Пик-дю-Миди во Франции наблюдали первые гигантские галактические дуги. С тех пор было обнаружено около сотни галактических дуг, наиболее впечатляющей из которых является Абель 2218.
Линзы Эйнштейна можно также использовать в качестве объеквного метода измерения количества массивных компактных объектов гало (МАСНО) во вселенной (которые состоят из обычного
щества, такого, как мертвые звезды, коричневые карлики и пылевые
блака). В 1986 году Богдан Пачински из Принстона понял, что в
кучае, если массивные компактные объекты гало проходят перед
здой, они тем самым увеличивают ее яркость и создают второе ее
ображение.
В начале 1990-х годов несколько групп ученых (в частности, французкая группа EROS, американо-австралийская группа МАСНО
и польско-американская группа OGLE) воспользовались этим ме-
тодом для изучения центра Галактики Млечный Путь и обнаружили
более пятисот микролинзовых событий (этот результат превзошел
ожидания,поскольку некоторое количество этого вещества состояло
из звезд с малой массой и неистинных массивных компактных объ-
ектов гало). Этот же метод может применяться для обнаружения экс-
трасолнечных планет, вращающихся вокруг других звезд. Поскольку
планета оказывала бы очень малое, но измеримое гравитационное
воздействие на свет материнской звезды, линзирование Эйнштейна
принципе могло бы их обнаружить. При помощи этого метода уже
было выявлено небольшое количество кандидатов в экстрасолнечные
планеты, некоторые из них располагаются у центра Млечного Пути.
При помощи линз Эйнштейна можно измерить даже постоянную
Хаббла и космологическую константу. Постоянная Хаббла изме-
ряется путем тщательного наблюдения. Квазары становятся ярче и
тускнеют с течением времени. Можно было бы ожидать, что двойные
квазары, будучи изображениями одного и того же объекта, мерцали
бы в унисон. Используя имеющиеся данные о распределении веще-
ства во вселенной, астрономы могут вычислить долю задержки во
времени, потребовавшемся свету, чтобы достичь Земли. Измерив от-
ставание во времени, когда двойные квазары становятся ярче, можно
определить, на каком расстоянии от Земли они находятся. Зная же их
красное смещение, можно вычислить постоянную Хаббла. (Именно
такой метод был использован применительно к квазару Q0957+561,
расстояние до которого оказалось равно приблизительно 14 млрд
световых лет от Земли. С тех пор постоянная Хаббла была опреде-
лена путем изучения семи других квазаров. В пределах погрешности
полученные при таком изучении результаты совпали с уже имеющи-
мися данными. Интересным отличием этого метода является то, что
он совершенно не зависит от яркости звезд (таких, как цефеиды и
сверхновые типа 1а), что подчеркивает объективность полученных
результатов.)
Этим способом можно измерить и космологическую константу,
в которой, возможно, заключен ключ к будущему нашей вселенной.
Такой способ вычисления немного неточен, но в принципе, результаты
совпадают с данными, полученными при применении других методов.
Поскольку миллиарды лет тому назад суммарный объем вселенной
был меньше, вероятность обнаружения квазаров, образующих линзу
Эйнштейна, в прошлом также была большей. Таким образом, опреде-
лив количество двойных квазаров на различных этапах эволюции
вселенной, можно вычислить приблизительный объем вселенной, а
отсюда — космологическую константу, которая движет расширени-
ем вселенной. В 1998 году астрономы из Гарвард- Смитсоновского
астрофизического центра осуществили первое приблизительное
вычисление космологической константы и пришли к выводу, что она,
вероятно, составляет не более 62 % от суммарного содержимого ве-
щества/энергии вселенной. (Действительный результат, полученный
при помощи спутника WMAP, составляет 73 %.)
