THẤU KÍNH HẤP DẪN
Thấu kính hấp dẫn là vật thể mà bằng trường hấp dẫn của mình làm cong các tia ánh sáng đi gần hoặc xuyên qua chúng. Bởi vậy nên hình ảnh của một nguồn ở xa (sao, thiên hà, quada) bị biến dạng hoặc thậm chí xuất hiện dưới dạng một số hình ảnh riêng rẽ. Về nguyên tắc bất kỳ một vật thể nào cũng có khả năng bằng trường hấp dẫn của mình “hội tụ”, chùm ánh sáng đi song song vào một tiêu điểm nào đó giống như thấu kính quang phổ. Nhung chỉ có những thiên thể có khối lượng lớn như các ngôi sao hoặc các thiên hà mới có khả năng tạo ra hiệu ứng đáng kể.
Vậy tại sao các tia ánh sáng lại bị cong đi? Vấn đề là ở chỗ một suất ánh sáng (phôton) về mặt hình thức có thể được xem như một hạt có khối lượng. Do vậy, khí ở gần một vật thể hấp dẫn, quỹ đạo của phôton phải lệch khỏi đường thẳng. Nhà vật lý thiên văn Anh Thơ Eđinhton là người đầu tiên khám phá ra hiệu ứng này vào năm 1919; trong thời gian nhật thực toàn phần ông quan sát thấy các ngôi sao ở xa đĩa Mặt Trời hơn bình thường là trường hợp nếu như ánh sáng của chúng chiếu theo một đường thẳng. Góc mà các phôton bị lệch đi trong trường hấp dẫn của Mặt Trời phù hợp hoàn toàn với những tiên đoán của thuyết tương đối của Anhxtanh.
Năm 1937, Phrit Xvicki đề nghị vận dụng hiện tượng thấu kính hấp dẫn được tạo ra bởi các quần thiên hà vào việc quan trắc các đối tượng ở xa xôi phía sau các quần thiên hà.
Những nhiệm vụ tìm kiếm những biến dạng nhỏ trong ảnh của các nguồn ở xa phức tạp đến mức mãi đến năm 1979 mới tìm ra thấu kính hấp dẫn đầu tiên: ảnh quada Q 09571 +561 có hình kép của mình cùng phổ và cùng độ dịch chuyển về phía đỏ. Về sau còn thấy được cả chính thấu kính: đó là một thiên hà khổng lồ nằm chọn giữa quada và chúng ta.
Hiện nay đã biết được thêm và thấu kính hấp dẫn được xác lập chắc chắn. Phần lớn đó là những quada xa xôi mà hình ảnh của chúng được "nhân lên" bởi các thiên hà ở gần lọt vào chắn đường tia nhìn.
Tại sao lại là các quada? Bởi đấy chính là một trong những thiên thể xa xôi nhất và sáng nhất trong Vũ Trụ, do đó quan sát hiện tượng thấu kính hấp dẫn đối với chúng đơn giản hơn nhiều. Bởi lẽ đối tượng càng ở xa chúng ta nhiều bao nhiêu thì xác suất một thiên hà nào đấy lọt vào đường đi của tia nhìn càng lớn bấy nhiêu. Trong trường hợp chung các cự ly mà ánh sáng đi qua từ những ảnh khác nhau của cùng một thiên thể đến người quan sát là không giống nhau. Do sự bức xạ từ những nguồn thiên văn cỏ thục (trong đó có các quada) biến thiên nên có thể đo khoảng cách đến thiên hà làm thấu kinh và đến cả chính nguồn bức xạ đó dựa theo độ trễ trong chu kỳ biến thiên của bức xạ.
Cuối những năm 1980 bắt đầu quan sát thấy những thấu kính hấp dẫn ở các quần thiên hà (ý tưởng của Xvicki đã được thực hiện!). Đồng thời cũng phát hiện thêm rằng ảnh của các thiên hà yếu màu xanh lam nằm ở phía sau quần thiên hà làm thấu kính có các dạng hình cung bị kéo căng.
Theo đặc tính biến dạng có thể xét đoán về sự phân bố vật chất trong quần thiên hà và về khối lượng đầy đủ của nó.
Vào những năm 1990 đã có đủ điều kiện để đo đồng thời với độ chính xác cao các thông lượng ánh sáng từ một số lượng lớn (hàng triệu và hàng chục triệu) các ngôi sao.
Một giai đoạn mới trong việc áp dụng các thấu kính hấp dẫn trong thiên văn đã bắt đầu. Hiện tượng muốn nói đến ở đây có tên gọi là sự vi thấu kính hoá.
Khi bản thân thiên hà hoặc một quần thiên hà đóng vai trò một thấu kính thì ánh sáng xuyên qua chính thấu kính đó. Nhưng nếu thấu kính là một vật thế đặc chặt không trong suốt chẳng hạn như sao nơtron hay sao lùn trắng lạnh thì sao?
Sơ đồ hiện tượng thấu kính hấp dẫn
Có thể chỉ ra rằng một vật thể với một khối lượng cho trước càng đặc chặt bao nhiêu thì các tia sáng càng lệnh nhiều bấy nhiêu (với ý nghĩa này lỗ den là một thấu kính hấp dẫn mạnh hơn cả). Đối với các thấu kính hấp dẫn đặc chặt không trong suốt trong thiên văn (chúng có tên là các vi thấu kính) thì điều đó có nghĩa là hình ảnh có thể biến dạng rất mạnh và độ sáng của nó thì tăng lên khi thấu kính ở vị trí tương đối gần với tia nhìn.
Quada 09571 + 561A,B
Bây giờ thử hình dung là chúng ta đang quan sát một vùng nhỏ của bầu trời rải rác có hàng triệu vì sao, thí dụ như những đám Mây Magienlăng. Nếu giữa chúng ta và các đám Mây Magienlăng không có một vật thể nào có khả năng tạo ra hiệu ứng vi thấu kính hấp dẫn thì khi quan trắc các sao chúng ta chỉ nhận được thông tin về tính biến quang của bản thân chúng mà thôi. Nhưng hãy giả sử rằng giữa chúng ta và những sao đó có rất nhiều vật thể không bức xạ hoặc phát sáng yếu (chẳng hạn như các sao lùn trắng lạnh, sao nơtron, lỗ đen hoặc các hành tinh kiểu như Sao Mộc). Nếu một vật thể tối như vậy bay ngang qua gần tia nhìn đang hương tới một trong những ngôi sao nào dấy, thì độ sáng của nó tăng một cách đột ngột rồi sau đó lại giảm, thêm nữa điều dó xảy ra hoàn toàn đối xứng.
Ý tưởng ấy do nhà vật lý thiên văn Mỹ B.Pachinxki đề xướng vào giữa những năm 80. Ông đề nghị sử dụng các đám Mây Magienlăng hoặc vùng dày đặc sao quy tụ xung quanh tâm của Thiên Hà của chúng ta làm vùng sao quan sát. Một năm sau đã phát hiện được một số trường hợp tăng và giảm một cách đối xứng độ sáng của các sao kéo dài khoảng một tháng.
Những sự tăng giảm đối xứng này chính là hệ quả của sự vi thấu kính hoá khi các vật thể tối bay ngang qua.
Hiện nay đã biết rằng những vật thể tố ấy có khối lượng ít hơn rất nhiều so với khối lượng Mặt Trời (bản thân phương pháp vi thấu kính hoá rất "nhạy" đối với sự tìm kiếm các vật thể có khối lượng từ l0-8 đến l0-3 khối lượng Mặt Trời). Bản chất của chúng đến nay vẫn chưa được hiểu hết. Rất có thể đó là những hành tinh kiểu Sao Mộc hoặc sao lùn đã nguội lạnh.
Vậy là trong tay con ngươi lại có thêm một phương pháp thiên văn độc lập. Nó cho phép chúng ta nhận được những thông tin quan trọng về vật chất tối bí ẩn, đo được những tham số vũ trụ học then chốt và quan sát được các hiệu ứng mới trong chuyển động của các thiên thể mà trước đây không thể nghiên cứu được bằng những phương pháp thiên văn truyền thống.
