Как видно из рис. 4, лучи, вышедшие из светящейся точки И, огибают тело С и достигают наблюдателя Н. Если источник света протяжённый, то наблюдатель увидит два сильно астигматичных изображения объекта А и В. Тело С, которое своим тяготением искривляет поток лучей, получило название гравитационной линзы. Если гравитирующая масса линзы С не сосредоточена в центре объекта, а распределена по некоторому объёму и лучи света могут свободно проходить через эту массу (такой случай реализуется для большей части объёма галактик или скопления галактик), то траектории лучей будут более сложными. Как правило, наблюдатель сможет увидеть три изображения светящегося объекта (третий луч может проходить через центральную часть гравитационной линзы, почти не отклоняясь от своего пути).

     Уже обнаружено проявление 3–5 гравитационных линз. Например, открыта пара квазаров QSO 0957+561 А, В, находящихся на угловом расстоянии 5",7 друг от друга, имеющих идентичные спектры с красным смещением z = 1,41 и почти одинаковую яркость. Гравитационной линзой в этом случае является галактика (или скопление галактик), находящаяся на пути от квазара к Земле и создающая его двойное изображение.

     Гравитационная  фокусировка света своеобразно проявляется при распространении света в пространстве, заполненном прозрачной тяготеющей материей. Тяготение материи, находящейся в конусе лучей, искривляет их, как схематически показано на рис. 5. Чем дальше объект, тем большая масса содержится в конусе лучей, тем сильнее отклонение. Это приводит к тому, что начиная с некоторого расстояния во Вселенной более далёкий объект имеет уже не меньшие угловые размеры, а большие, чем такой же объект, расположенный ближе.

Программа EROS.

     Кривая  вращения, наблюдаемые у спиральных галактик, свидетельствуют, что гало у таких галактик должно состоять из тёмного вещества. Считается, что масса гало должна быть в десять раз больше, чем масса видимых частей галактик. Природа тёмного вещества пока неизвестна. Это могут быть взаимодействующие элементарные частицы или тёмные астрономические объекты типа коричневых карликов и чёрных дыр. Раскрытие природы гало оказало бы сильное влияние на космологию и на теорию образования галактик.

     Польский  астроном Б. Пачинский предположил, что тёмные астрономические объекты в гало нашей Галактики могут быть обнаружены при наблюдениях блеска отдельных звёзд в Большом Магеллановом Облаке (БМО) благодаря гравитационному отклонению света: если массивный объект гало пройдёт рядом с лучом зрения, направленным на звезду БМО, количество света, получаемого наблюдателем от этой звезды, увеличится. Увеличение количества света является функцией от прицельного параметра, то есть минимального расстояния между лучом зрения и массивным дефлектором. Введя понятие „радиуса Эйнштейна“, R_E,

R _E² = [4GM / c ² ] D _d [1-D _d / D _s ],

где M — масса дефлектора, D_d — расстояние между наблюдателем и дефлектором и D_s — расстояние между наблюдателем и звездой, можно оценить увеличение блеска. Оно превысит 0,3 звёздные величины, если прицельный параметр будет меньше, чем радиус Эйнштейна дефлектора.

     Вероятность такого увеличения блеска для данной звезды в любое заданное время равна вероятности того, что звезда будет находиться в круге площадью πR _E² с центром в любом дефлекторе между нами и звездой. Поскольку, R _E² пропорционально массе дефлектора, а количество дефлекторов в гало обратно пропорционально их массам, то эта вероятность зависит только от массы всего тёмного вещества, расположенного вдоль луча зрения, и не зависит от масс индивидуальных дефлекторов. Вероятность оказывается по порядку величины равной скорости вращения галактики в квадрате, делённой на скорость света, то есть примерно 10 ^–6. Более точные вычисления дают вероятность примерно 0,5 × 10 ^–6 для увеличения блеска более чем на 0,3 звёздной величины. Это значение было получено в предположении, что сферическое изотермическое гало имеет массу 4 × 10 ¹¹ M _Sol и находится ближе к центру Галактики, чем БМО. Эта масса определяет кривую вращения для наблюдаемой скорости вращения Галактики 220 км/с.

     Поскольку наблюдатель, звезда и дефлектор движутся относительно друг друга, длительность увеличения блеска составит примерно t ~ R _E / V_t, где V_t — относительная поперечная скорость дефлектора. При линзировании звёзд в БМО объектами гало Галактики эта относительная скорость приблизительно равна 200 км/с и наиболее вероятное время линзирования составляет t ~ 70 (M / M _Sol) ^1/2 дней (говоря „время линзирования“, мы имеем в виду то время, в течение которого увеличение блеска составляет более чем 0,3 звездной величины). Так как t пропорционально M ^1/2, то количество случаев микролинзирования, фиксируемых за время наблюдения, будет обратно пропорционально M ^1/2. И чтобы наблюдать один случай с характерным временем t, произведение количества наблюдаемых звёзд и времени наблюдения должно быть порядка 10 ⁶.

     Это может быть достигнуто, если гало состоит  из невидимых объектов с массой порядка 10 ^–7M _Sol, что соответствует характерному времени от нескольких месяцев до нескольких часов. Объекты с такой массой включают в себя водородные объекты, которые слишком легки, чтобы в них пошла термоядерная реакция ( M < 0,07 M _Sol ), но слишком тяжелы, чтобы водород улетучился из них в космос ( M > 0,07 M _Sol ). Чтобы зарегистрировать увеличение блеска на 0,3 звёздной величины, погрешность фотометрических измерений должна быть не больше 0,1 звёздной величины. Физические переменные звёзды могут быть отсеяны, если потребовать, чтобы кривые блеска были симметричными, ахроматичными и имели единственный экстремум (увеличение не может повторяться).

     Две группы начали поиск эффектов гравитационного  микролинзирования. Первая группа (Ливермор-Беркли (центр астрофизики частиц)-Маунт  Стромло-Сан Диего-Санта Барбара) наблюдала БМО в Маунт Стромло, Австралия. Вторая группа (она называлась EROS — Experience de Recherche d'Objets Sombres) начала свои наблюдения БМО в 1990 году в обсерватории ESO в Ла Силле (Чили). EROS состоит из двух программ. Первая предусматривает поиск дефлекторов с массой от 10 ^–4M _Sol до 10 ^–1M _Sol, соответствующей короткому времени линзирования в пределах от 1 до 30 дней. Использовались пластинки Шмидта с изображениями БМО; это позволило изучить приблизительно 10 млн звёзд за период в несколько лет (примерно половина этих звёзд достаточно яркие, чтобы заметить изменение на 0,3 звёздной величины). Вторая программа предусматривает поиск дефлекторов с массой от 10 ^–7M _Sol до 10 ^–3M _Sol, соответствующее время линзирования от 1 до 3 дней. Специально сконструированная аппаратура позволяет одновременно просматривать примерно 150 000 звёзд каждые 20 минут. Первые положительные результаты данной программы уже достигнуты.

Литература

1. Мартынов Д.Я.  Общая астрофизика. М.: Наука, 1974.

2. Шкловский  И.С. Звезды, их рождение, жизнь  и смерть. М.: Наука, 1984.

3. Физика космоса.  Маленькая энциклопедия, 1986.

4. Ресурсы интрнета