Bu konudaki ilk düşüncelerin 1924 yılında Orest Khvolson ve 1936 yılında Frantisek Link tarafından bazı makalelerinde ortaya konduğu belirtilse de, bu etki 1936'da konu ile ilgili bir makale yayınlayan Einstein ile ilişkilendirilmektedir.
Gökada kümelerinin çekimsel mercek gibi davranabileceğini ilk kez 1937 yılında Fritz Zwicky vurgulamıştır. Yine de bu etki, "İkiz Kuasarlar" olarak bilinen SBS 0957 + 561 kaynağının 1979 yılında gözlenmesiyle doğrulanabilmiştir.
Açıklaması
Optikte bilinen merceklerin aksine çekimsel mercekler, merkeze en yakın noktadan geçen ışığı en fazla, merkezinden en uzaktaki ışığı en az saptırır. Sonuç olarak, çekimsel merceklerin tek bir odak noktası yoktur, odak çizgisi vardır. Çekimsel olarak ışığın sapması açısından "mercek" terimi ilk kez O. J. Lodge tarafından kullanılmıştır. Işık kaynağı, mercek etkisini yapan büyük cisim ve gözlemci aynı doğrultuda ise, orijinal ışık kaynağı bu mercek gibi davranan cismin etrafında bir halka olarak görünecektir. Tam olarak aynı doğrultuda olmama durumunda ise gözlemci bunun bir yay parçası görecektir. Bu olay 1924 yılında ilk kez St. Petersburg'da fizikçi Orest Chwolson tarafından belirtilmiş ve 1936'da Albert Einstein tarafından açıklanmıştır. Literatürde bu Einstein Halkası olarak belirtilmiştir. Mercek olarak davranan kütle bir gökada grubu veya kümesi gibi karmaşık bir yapı ise, kaynak, mercek etrafında dağılmış halka parçalarına benzeyecektir. Bu durumda gözlemci, aynı kaynağın birden çok farklı görüntüsünü görebilir. Bu parçaların sayısı ve şekli doğal olarak kaynağın, merceğin ve gözlemcinin göreli konumlarına bağlı olacaktır.
Üç tür çekimsel mercek vardır:
1. Güçlü mercekleme: Einstein halkaları, yaylar ve çoklu görüntülerin oluşması gibi kolayca görülebilen bozulmaların olduğu durumlar.
2. Zayıf mercekleme: Arka plan kaynaklarının bozulmalarının çok daha küçük olduğu ve ancak çok sayıda kaynağın istatistiksel olarak çözümlenmesiyle belirlenebilen durumlar. Bozulmalar çok sayıda uzak gökadanın şekillerinin ve yönlerinin ayrı ayrı ölçülmesiyle, eğrilmelerin merkezlerinin aynı noktaya yöneldiğinin belirlendiği gözlemlerle bulunur.
3. Mikro mercekleme: Bunda, şekilde bozulma görülemez ancak arka plan cisminden alınan ışık miktarı zamanla değişir. Mercek cismi, genelde Samanyolu Gökadasındaki yıldızlardan biri olabilir. Arka plan kaynağı ise uzaktaki bir gökadada bulunan yıldızlardan biri veya daha da uzaktaki bir kuasar olabilir. Güneş'in 100 milyar katı kadar bir kütleye sahip bir gökadada bile etki, birkaç açı saniyesi ayrık olan çoklu görüntü üretecek kadar küçüktür.
Çekimsel mercekler yalnızca görünür ışığı değil, her türlü elektromanyetik ışınımı da eşit derecede etkilerler. Zayıf mercekleme etkileri ile gökada araştırmalarının yanı sıra kozmik mikrodalga ardalan ışınımı da incelenebilmektedir. Radyo ve X-ışını bölgelerinde de güçlü mercekler görülmüştür. Güçlü bir mercek birden fazla görüntü üretirse, farklı görüntüleri oluşturmak için ışığın izlediği yol farklı olacağından, görülen farklı görüntüler arasında göreli bir zaman gecikmesi olacaktır: Yani, görüntülerden biri diğerinden önce görülecektir.
Tarihçe
Henry Cavendish, 1784 yılında ve 1801 yılında Johann Georg von Soldner, Isaac Newton'un 1704 yılında Optik adlı kitabında varsaydığı gibi çekim yasasının yıldız ışığının büyük bir cismin etrafında büküleceğini öngördüğünü belirtmişlertir. Soldner'in hesapladığı değer 1911 yılında Einstein tarafından aynı değer olarak hesaplanmıştır ancak Einstein 1915 yılında, Genel Görelilik Kuramı'nı tamamlama sürecinde bu sonucun doğru değerin yalnızca yarısı olduğunu belirtmiştir. Einstein, ışık bükülmesi için doğru değeri hesaplayan ilk kişi olmuştur.
Işık sapmasının ilk gözlemi, yıldızların gökküresinde Güneş'in yakınından geçerken konumlarındaki değişimle gerçekleştirildi. Gözlemler Mayıs 1919'da Arthur Eddington, Frank Watson Dyson ve çalışma arkadaşları tarafından Tam Güneş Tutulması sırasında yapıldı. Gözlem, Brezilya ve Afrika'nın batı kıyısındaki iki ayrı şehirde aynı anda yapıldı ve sonuçta Güneş'e yakın olan yıldızların ışığının hafifçe büküldüğü ve yıldızların görünen konumlarının bir miktar saptığı gösterildi.
Bu sonuç büyük bir haber olarak yayınlandı ve bu sayede Einstein ve Genel Görelilik Kuramı dünyaca ünlü oldu.
Genel Görelilik denklemlerini yazmadan önce bile Einstein ışığın bir kütle tarafından iki farklı yol boyunca saptırılabileceğini ve gözlemcinin tek bir kaynağın birden fazla görüntüsünü görmesine neden olabileceğini anlamıştır. Yine de bu etkiyi yalnızca tek yıldızlara bağladığından, yıldızlar ve gözlemci arasındaki doğrultu çakışmasının olanaksız olacağını ve yakın gelecekte bunun gözlenmesinin pek mümkün olamayacağı sonucuna varmıştır.
1936'da, Einstein Science (Bilim) dergisinde "Işığın Çekim Alanında Işık Sapmasıyla Bir Yıldızın Mercek-Benzeri Etkisi" adlı kısa makalesini gönülsüz bir biçimde yayınladı.
1937'de Fritz Zwick yeni keşfedilen gökadaların hem kaynak hem de mercek olabileceğini ve kütle ve büyüklüklerden dolayı etkinin çok daha fazla olacağını söyledi.
1979 yılında "İkiz Kuasar" olan SBS 0957 + 561 gözlendi. Bu çekimsel merceği Dennis Walsh, Bob Carswell ve Ray Weymann adlı araştırmacılar ABD'deki Kitt Peak Ulusal Gözlemevinin 2,1 metrelik teleskobuyla keşfettiler.
1980'li yıllarda gökbilimciler, CCD görüntüleyicileri ve bilgisayarların birlikte her gece milyonlarca yıldızın parlaklığını ölçebileceğini, dolayısı ile Gökada merkezi veya Magellan Bulutları gibi yoğun alanlarda, yılda birden çok sayıda mikro-gözlem olayı gözlenebileceğini farkettiler. Bu düşünceyle, yüzlerce olayı tanımlayan Optik Çekimsel Mercekleme Deneyi (OGLE) gibi çalışmalar başlatıldı.
Çekimsel Mercek Araştırmaları
Geçmişte bulunan çekimsel merceklerin çoğu rastlantıyla keşfedildi. New Mexico'da bulunan Çok Geniş Alan (VLA) adlı çok sayıda radyo çanağından oluşan sistem kullanılarak, kuzey yarımkürede radyo frekanslarında yapılan çekimsel mercek araştırması (Kozmik Mercek Tüm Gökyüzü Taraması, CLASS), önemli bir dönüm noktası olan 22 yeni mercek sisteminin keşfedilmesini sağladı. Bu, çok uzak nesneleri bularak evreni daha iyi anlayabilmemiz için kozmolojik parametreler için değerler bulma açısından yeni bir yol açtı. Benzer bir çalışma güney yarımküre içinde yapılabilecektir.
Mikro mercekleme teknikleri aynı zamanda Güneş sistemimiz dışındaki gezegenleri araştırmak için de kullanılmıştır. 2002-2007 yılları arasındaki yapılan çalışmaların istatistiksel çözümlemesi sonucunda Samanyolu Gökadasındaki yıldızların çoğunun 0,5 ile 10 AB arasında uzaklığa sahip en az bir gezegenine sahip olması gerektiğini ortaya koymuştur.
Günümüzde çok sayıda mercekleme gözlemi yapılmış ve yapılmaktadır. Özellikle kendi kendine çalışan yer konuşlu ve uzay telesopları sayesinde bu konuda oldukça ilerleme kaydedilmiştir.
Kaynak: wikipedia.org
