О любви немало песен сложено,

   Я спою тебе, спою еще одну.

              М. Матусовский

                        Рис. 1

       О гравитационных линзах написаны тысячи статей. Гравитационные линзы – природные телескопы с фокусным расстоянием до миллиардов световых лет.

       Использование гравитационных линз – современный перспективный способ исследования космических объектов: галактик, квазаров, сверхновых, скоплений галактик, газопылевых облаков, межзвездной плазмы, сверхплотных тел, темного вещества и даже реликтового излучения. Еще используется микролинзирование, которое мы здесь не рассматриваем.

   Искривление лучей света в гравитационном поле, описанное в Общей Теории Относительности, происходит вокруг тел любых масс, но в земных условиях массы так малы, что заметить это искривление невозможно, даже Солнце отклоняет лучи находящихся за ним звезд всего на 1.75 секутнды дуги. Поэтому гравитационные линзы используются астрономами для изучения  тел огромных масс.

   В простейшем случае источник излучения, гравитационная линза и наблюдатель расположены на одной прямой. Излучение источника происходит во всех направлениях и какая-то его часть направлена в сторону Земли.

   Пусть источник находится на расстоянии 10 миллиардов  световых лет. На таком расстоянии направленные в сторону Земли лучи можно считать параллельными, они заполняют цилиндр. На пути лучей на более близком расстоянии от Земли, например, «всего» в 4-х миллиардах световых лет оказывается массивное тело, искажающее пространство, служащее гравитационной линзой. Огибая линзу, лучи цилиндра образуют конус. Так как сила притяжения линзы уменьшается с удалением от нее обратно пропорционально квадрату расстояния, то те лучи цилиндра, которые ближе к линзе, искривляются сильнее и пересекаются, фокусируясь ближе к линзе, чем те, которые проходят дальше от линзы, и поэтому фоксируются дальше от нее. Таким образом в направлении к наблюдателю образуется не один фокус, а прямая линия с расположенными на ней фокусами.

   На рис. 1 показан путь нескольких фотонов, огибающих линзу на различных расстояниях от нее.

   Если наблюдатель находится на линии, на которой расположены фокусы, то его картинная плоскость непременно окажется в каком-то из фокусов. В этой плоскости он видит, что лучи, которые прошли на соответствующем расстоянии от линзы, пересеклись в фокусе и дали яркое  сконцентрированное изображение источника. 

 Оно окружено светлым кольцом, образованным теми лучами, котрые прошли дальше от линзы и собрались на линии дальше, чем находится наблюдатель. Если линза непрозрачна, то она закрывает центральную часть наблюдаемой картины. Так образуется «Кольцо Эйнштейна». Наблюдатель видит искаженное, но гораздо более яркое изображение источника.

   Если источник расположен не на самой прямой, прохоящей через линзу и наблюдателя, а смещен (рис. 2) , то с увеличением расстояния от источника до этой прямой кольцо станет несимметричным, разорвется на дуги или превратится в отдельные изображения источника.

           Рис. 2

   В качестве линз могут использоватся отдельные галактики и скопления галактик, темные компактные облака и даже гравитационные волны.

   Если плотность линзы неоднородна, например, скопление галактик, изображение источника может стать кратным (Крест Эйнштейна) (рис. 3),   наблюдалось даже 12 изображений далекой галактики. В таких случаях появляется возможность исследовать распределение масс в линзе.

                                                                 Рис. 3

      Гравитационное поле линзы не только искажает лучи, но и замедляет время прохождения луча к наблюдателю. Это особенно заметно, если источник находится не на прямой «линза-Замля». В этом случае лучи, огибающие линзу, приходят к наблюдателю в разное время. Причины две: разная длина путей и разное расстояние от линзы: чем ближе к линзе, тем больше замедление времени.  Эффект удивительный: изображения одного и того же источника приходят к наблюдателю несколько раз в разное время. У всех изображений одинаковые спектры, красные смещения, циклы периодичности (если источник переменный).

     На рис  4  на верхнем снимке  показан участок скопления галактик MACS J1149.5+2223, полученный телескопом «Хаббл» 11 апреля 2015 года. Индексами S1–S4 отмечены раньше уже наблюдавшиеся  четыре изображения сверхновой. На нижнем снимке – тот же самый участок скопления, сделанный примерно через полгода 11 декабря 2015 года. На нем появилось еще одно изображение этой сверхновой в то время и в том месте, которые точно были предсказаны японским ученым Огури. На нижнем снимке видно, что изображения S1–S4 потускнели (из-за того, что максимум светимости сверхновой проходит достаточно быстро), но на нем появилось новое, до этого момента отсутствовавшее изображение этой же сверхновой, обозначенное SX. По расчетам Огури самое первое изображение этой сверхновой пришло к нам в 1997 году, но его не заметили.

                 Рис. 4

   "Символично, что этим триумфом астрофизической мысли отмечен год столетия Общей Теории Относительности".