Gravitační čočky mnohdy plní stránky, nejen, vědeckých časopisů, protože dokáží vytvářet mimořádně krásné a pohledné obrazy. Ovšem jejich význam nespočívá jen ve fotografiích, které daňovým poplatníkům dokáží ospravedlnit značné výdaje vložené do astronomických observatoří, ale mají i mimořádný přínos pro astronomii a fyziku. Díky nim dokážeme vidět velmi vzdálené galaxie, či dokonce jednotlivé hvězdy, které bychom jinak vidět nemohli. Dovolují nám třeba také velmi precizně měřit hmotnost čočkujících objektů a zakřivení prostoročasu v jejich okolí, čímž získáme množství detailů o rozložení temné hmoty ve vesmíru. A v neposlední řadě nám jistý typ gravitačních čoček umožňuje hledat vzdálené exoplanety či bludné planety, jež bychom jinak nikdy nemohli vidět. Gravitační čočky jsme zde již v mnoha článcích nakousli, myslím, že tedy nazrál čas se na ně podívat podrobně v samostatném příspěvku.

Základní představy o světle

Optika je disciplína fyziky, která se zabývá chováním a vlastnostmi světla. My dnes už víme, že světlo je jen součást širšího elektromagnetického spektra, takže i záření jiných elektromagnetických oborů vykazuje podobné rysy s viditelným světlem. Proto lze optiku šířeji chápat též jako nauku o chování elektromagnetického záření. Vzhledem k tomu, že nejdůležitějším smyslem je u většiny lidí zrak a s ohledem na to, že lidé vnímají svět skrze své oči po celou historii rodu homo dlouhou několik milionů let, už lidé před dávno dobou měli určité znalosti optiky.

Nicméně pochopitelně, že podrobnější pochopení světla a jeho chování přišlo až v posledních staletích. První známé modernější poznatky pocházejí, jak je u mnoha vědních oborů běžné, ze starého Řecka, kde se optikou zabývali třeba Euklides nebo Ptolemaios. Ve středověku učinil nejvýznamnější pokrok arabský vědec Abú ʿAlí al-Hasan ibn al-Hasan ibn al-Hajtham, známější spíše jako Alhazen na počátku 11. století. Byl to právě tento arabský učenec, který odhalil správný zákon lomu světla a provedl řadu pokusů s temnými komorami a čočkami.

S čočkami ostatně souvisí i vynález brýlí, které zná lidstvo od konce 13. století. Díky lepší znalosti čoček a experimentování s nimi pak odborníci v Nizozemsku na přelomu 16. a 17. století vynalezli mikroskop a dalekohled. Klíčové objevy za pomoci dalekohledu provedl Galileo Galilei, Johannes Kepler zase významně přispěl k vylepšení k vylepšení konstrukce dalekohledů. Na poli teorie se pak vyznamenal Rene Descartes a především jeho přímý následník Sir Isaac Newton, jeden z největších fyziků všech dob, který v roce 1704 zveřejnil klíčovou publikaci Opticks, kde se věnuje řadě pokusů, které v této oblasti provedl a vysvětluje své klíčové myšlenky.

Jednou z nich byla skutečnost, že se domníval, že je světlo tvořeno proudem částic, jím nazývaných korpuskule, proto někdy též korpuskulární teorie. Naproti tomu Newtonovi rivalové Robert Hooke a Christian Huygens navrhovali, že je světlo tvořeno vlnami. V Newtonově době se mělo za to, že má pravdu právě Newton a to i s ohledem na jeho úspěchy v jiných oblastech fyziky. Nicméně na počátku 19. století se díky experimentům Thomase Younga zase zdála pravděpodobnější teorie vlnová. Ve druhé polovině tohoto století sjednotil elektřinu a magnetismus do jednotné elektromagnetické teorie James Clerk Maxwell, který popsal světlo jako jeden z typů elektromagnetického vlnění.

Vše by se zdálo hotovo. Jenže jakkoliv některé experimenty nemohla vysvětlit částicová teorie světla, brzy se ukázalo, že jsou i výsledky, které naopak nedokáže vysvětlit teorie vlnová. Takže jak to tedy je? Díky práci zakladatelů kvantové mechaniky jako byli Max Planck, Albert Einstein či Louis de Broglie dnes už ovšem víme, že pravdu měly obě soupeřící skupiny a přitom ji neměla žádná z nich. Světlo je totiž ve skutečnosti objektem mikrosvěta, který není ani vlněním, ani částicí, je to objekt mikrosvěta, který nemůžeme v plné šíři pochopit. Občas se nám jeví jako částice, občas jako vlna, v závislosti na provedeném experimentu, ale není ani jednou z těchto možností.

Ohyb světla v klasické fyzice

Kromě své práce o optice se Newton věnoval celé řadě dalších oborů. Jedním z nich byla i teorie gravitace, hojně používaná i dodnes. Henry Cavendish a Johann von Soldner na přelomu 18. a 19. století ukázali, že Newtonovská teorie gravitace předpovídá poněkud šokující skutečnost. Světlo vyzářené vzdálenými hvězdami by se mělo v blízkosti masivního objektu ohýbat. Což ale předpovídal už sám Newton ve své poněkud zapomenuté práci z jeho pozdního životního období.

Když se tedy zmiňuje, že ohyb světla v gravitačním poli hmotných objektů předpovídá jen obecná relativita, není to pravda. Toto tvrzení vychází z nesprávných předpokladů. Jak to tedy, že právě tento ohyb posloužil Einsteinovi jako klíčový důkaz jeho nové teorie? To si za chvíli ukážeme. Mezi Einsteinovou a Newtonovou teorií totiž existoval důležitý rozdíl.

Obecná relativita – stručné opakování

Albert Einstein začal na své teorii gravitace pracovat v podstatě ještě v průběhu práce na své speciální teorii relativity. Už tehdy totiž řešil problém, jak tuto krásnou teorii zobecnit i pro soustavy v gravitačních polích. Prací na obecné relativitě strávil Einstein více než desetiletí. Poměrně brzy dostal svůj nesmírně šťastný nápad, který mu pak ovšem dlouho trvalo správně matematicky uchopit a vytvořit z něj regulérní teorii. Nakonec však byl úspěšný. Předpokládal, že nic jako gravitační síla neexistuje, ale gravitace je ve skutečnosti projevem zakřivení čtyřrozměrného prostoročasu.

Dnes už víme, že jde o koncept zcela správný, tehdy však šlo o velmi revoluční představu. Aby Einstein podpořil přijetí nové teorie fyzikální komunitou, navrhl několik experimentálních testů. V tu chvíli už obecná relativita jeden velký úspěch měla, když dokázala správně vysvětlit odchylku mezi pozorovanou a z Newtonovské gravitace předpovězenou hodnotou stáčení perihelia u Merkuru. Nicméně aby opravdu uspěl, musel předpovědět i úplně nový efekt. A to byl jednak gravitační rudý posuv, jednak právě ohyb světelných paprsků v gravitačním poli hmotného tělesa.

Ohyb světla v gravitačním poli Slunce

Řekli jsme si, že tento jev předvídá už i Newtonovská gravitace. Takže v čem je Einsteinův popis nový? Oproti Newtonově teorii je totiž předpovězený ohyb přesně dvojnásobný. Zbývalo tedy už jen provést experiment a podívat se, zda a jak velký skutečný ohyb je. V blízkosti Země je nejvhodnějším objektem využitelným pro toto pozorování Slunce. Ovšem s tím drobným problémem, že Slunce je extrémně jasné, takže za běžných okolností je toto měření nemyslitelné. Máme ovšem štěstí v tom, že náš Měsíc občas Slunce přesně zastíní, takže v takovém případě existuje šance naměřit přesně to, co potřebujeme.

Po několika neúspěšných pokusech v letech 1912, 1914 a 1918 zmařených především špatným počasím a také probíhající první světovou válkou se nakonec na astronomy usmálo štěstí v roce 1919. Britská expedice se tehdy rozdělila na dvě části, z nichž jedna pozorovala úplné zatmění v Brazílii, druhá na Princově ostrově u západního pobřeží Afriky. I přes určité problémy byly výsledky velmi příznivé a Britové naměřili efekt přesně (o míře chyby tohoto měření se dlouze diskutovalo, ale to je téma na úplně jiný článek) v souladu s Einsteinovou předpovědí.

V gravitačním poli Slunce se světlo skutečně ohýbá. Tedy přesněji, letí po nejrovnější možné trajektorii, ale v zakřiveném prostoročase, s nímž musíme od té doby operovat. Je to podobné jako na povrchu Země. Nejkratší spojnice mezi dvěma body na Zemi velmi často není to, co byste si mysleli při pohledu na mapu, protože Země není plochá deska. S ohledem na její tvar koule, přesněji geoidu, je proto nejkratší spojnice dvou míst často křivka od níž byste to úplně nečekali.

Z obecné relativity se tímto měřením stala uznávaná teorie gravitace a z Einsteina samého celebrita. Když se Einsteina jeden novinář ptal, jaká by byla jeho reakce, kdyby se Britům nepodařilo jeho teorii při zatmění potvrdit, odpověděl Einstein: „Pak by mi bylo pána Boha líto, protože má teorie je správná.“

První představy a raná historie gravitačního čočkování

To, že by hmota mohla fungovat jako jakási gravitační čočka a způsobit, že by pozorovatel mohl vidět více obrazů téhož zdroje napadlo Einsteina poprvé již v roce 1912, tedy tři roky před publikací finální verze teorie. Tento jev je velmi úzce propojen s efektem ohybu světla v gravitačním poli nějakého objektu. V případě gravitační čočky jde vlastně také o ohyb světla (nebo záření jiného elektromagnetického oboru) v gravitačním poli, ale ne jen tak obyčejný. Gravitační čočka ohýbá světlo specifickým způsobem tak, jako ohýbá světlo i optická čočka. Dochází tedy k zesilování signálu původního zdroje a navíc může nastat i situace, kdy kolem čočky uvidíme více obrazů téhož objektu, někdy k rozdvojení, někdy je obrazů dokonce ještě více, to záleží na přesných parametrech čočky.

Právě v roce 1912 se setkal s německým astronomem Erwinem Finlayem-Freundlichem a myšlenku gravitačních čoček diskutovali. Einstein si myslel, že by člověk hypoteticky mohl vidět více obrazů jednoho zdroje záření. Dochovaly se nám i dobové Einsteinovy náčrty. Jenže úhel mezi dvěma obrazy téhož zdroje závisí na vzdálenosti mezi čočkujícím a čočkovaným objektem a také na hmotnosti čočkujícího objektu. A protože Einstein uvažoval o situaci, kdy by jako čočka odklánějící paprsky světla sloužila jediná hvězda, musel nutně dojít k závěru, že takové pozorování je velmi nepravděpodobné. Pro tento případ vycházel efekt gravitační čočky dosti slabý, navíc přesné zarovnání mezi vzdáleným čočkovaným objektem, čočkující hvězdou a pozorovatelem je velmi nepravděpodobné.

Einstein se tudíž domníval, že v nejbližších letech pravděpodobně žádná gravitační čočka nebude v praxi spatřena. Přesto zmínil efekt gravitační čočky i v roce 1915 v jednom ze svých dopisů. Gravitačním čočkováním se o něco později zabýval i průkopník elektromagnetismu, britský fyzik Oliver Lodge a též zakladatel moderní astrofyziky Sir Arthur Eddington v roce 1920. V neposlední řadě pak efekt zkoumal rovněž sovětský fyzik Orest Chvolson o čtyři roky později. Ten uvažoval tzv. halo efekt gravitace, když jsou čočka a čočkovaný objekt dokonale zarovnány. Dnes stejnou situaci označujeme jako Einsteinův prstenec. Všichni tito vědci se však shodli na tom, že pro pozemské astronomy s tehdejší technologií neexistuje šance efekt pozorovat.

Další příspěvky k diskuzi o gravitačních čočkách se objevily až v roce 1936 a zásluhu na nich mají dva čeští astronomové. Efektem se zabýval průkopník české astronomie a odborník na zatmění František Link. Přímo s Einsteinem diskutoval o otázkách obecné relativity český emigrant a amatérský vědec Rudi Mandl. Znovuobjevil gravitační čočky a dokonce se domníval, že tento efekt může mít přímý vliv na biologickou evoluci a rychlost mutací na Zemi. Einstein, který mezitím na své výpočty z roku 1912 zapomněl, mu vysvětlil opodstatněnost idey gravitační čočky, podivnější úvahy mu ale rozmluvil. Nakonec se nechal i přesvědčit k publikaci článku, kde Mandla zmiňuje jako iniciátora odvození těchto zveřejněných výsledků.

Jen o rok později přišel velký průlom, několik astronomů totiž na Einsteinův článek přímo zareagovalo. Henry N. Russell, známý jako spoluautor Herzsprungova – Russelova diagramu hvězdných populací, uvažoval situaci, kdyby kolem bílého trpaslíka Siria B obíhala planeta a došlo by k zatmění jasnějšího Siria A právě tímto bílým trpaslíkem. Jelikož jsou bílí trpaslíci velmi kompaktní objekty, světlo procházející okolo by bylo výrazně ovlivněno. Podle Russella by šlo o ideální test obecné relativity, který však nikdy nebudeme moci sami vyzkoušet, protože se k Siriu B, ani k jinému bílému trpaslíku nedostaneme.

Zásadní příspěvek provedl v témže roce švýcarsko – americký astronom česko – bulharského původu Fritz Zwicky, nepříliš oblíbený mezi kolegy kvůli svému zvláštnímu smyslu pro humor a velmi svéráznému vystupování. Jako vědec byl ovšem světová špička. Zwicky si uvědomil, že pokud bude místo hvězdy působit jako gravitační čočka cizí galaxie nebo skupina galaxií, efekt by mohl být pozorovatelný. V čem je rozdíl? Za prvé galaxie mají výrazně větší hmotnost a velikost než jednotlivé hvězdy, za druhé blízké zarovnání čočkující galaxie a vzdáleného čočkovaného objektu je v tomto případě mnohem pravděpodobnější.

První objevená čočka

Na počátku 60. let objeveny kvazistelární objekty, známější spíše jako kvasary. Sporem o jejich původ jsme se zabývali v samostatném článku, my dnes už víme, že jde o vzdálená aktivní jádra galaxií. Několik astronomů si krátce po jejich objevu uvědomilo, že vzhledem k jejich nesmírné absolutní magnitudě, jsou právě kvasary ideálními zdroji pro možný efekt gravitační čočky. Brzy se navíc ukázalo, že kvasary nejsou jen extrémně jasné, ale též extrémně vzdálené, což vedlo k velikému zájmu relativistických astrofyziků. Pokročily navíc i teoretické modely a numerické simulace, takže jsme měli lepší pochopení toho, jak by asi měly gravitační čočky vypadat.

Úsilí astronomů nakonec přineslo svůj plod v roce 1979, kdy došlo k objevu první gravitační čočky. Čočkující galaxie YGKOW G1 je obří eliptickou galaxií vzdálenou od nás 3,7 miliardy světelných let, čočkovaný kvasar Q0957+561 od nás dělí 8,7 miliardy světelných roků. Tuto gravitační čočku objevil ve směru souhvězdí Velké medvědice tým odborníků z Anglie a USA, kteří použili dvoumetrový teleskop na observatoři Kitt Peak National Observatory v Arizoně. Vzhledem k tomu, že u čočkující galaxie vidíme dva obrazy čočkovaného kvasaru, hovoříme v tomto případě o kvasarových dvojčatech či dvojitém kvasaru.

Povšimněte si, že mezi předpovědí, která předvídala kvasary jako ideální zdroje pro gravitační čočky a skutečným objevem gravitační čočky uplynulo 16 let, což je n astronomické poměry relativně málo. Později byl systém mnohokrát znovu studován, a není divu, když jde o první známou gravitační čočku. V osmdesátých letech byly u zdrojového kvasaru objeveny relativistické výtrysky. Dva obrazy vzdáleného kvasaru se přitom mírně liší, což je dáno rozdílnou trajektorií letu světla, které se z toho důvodu v mezigalaktickém prostoru různě pohlcuje a rozptyluje. Navíc, obraz A k nám oproti obrazu B přichází o 417 dní dříve. To je způsobeno tím, že světlo utvářející obraz B musí překonat o 1,1 světelného roku delší trajektorii.

Fyzikální popis jevu

Gravitační čočku lze popsat i v Newtonovské fyzice. Avšak jde už o oblast, kde se Newtonovská fyzika dostává za hranici svých možností, proto je tento popis jen velmi přibližný a dosti nepřesný. Nicméně jako určité přiblížení jej lze použít. V Newtonově pojetí gravitace je světlo proud částic, které se vlivem působení gravitace mohou odchylovat od původního směru letu. Z výpočtu pak můžeme získat informaci jak světlo interaguje s čočkou, tedy například to o jaký úhel je světlo vychýleno. Tento výsledek je oproti relativistické fyzice právě poloviční. Ovšem v těchto výpočtech musíme provést celou řadu zjednodušení a mnoho věcí zanedbat. Newtonovská fyzika také počítá s tím, že je rychlost světla závislá na pozorovateli.

My dnes už díky obecné relativitě ovšem víme, že je rychlost světla (ve vakuu) univerzální. Navíc také víme, že nemůžeme chápat čas a prostor jako oddělené entity, ale právě naopak jako jednotný prostoročas. A aby toho nebylo málo, je nám také známo, že je tento prostoročas zakřivený. Tělesa s velkou hmotností a tím i gravitačním polem zakřivují prostoročas kolem sebe silněji než objekty s hmotností menší. Světlo se v prostoročasu vždy pohybuje po nejpřímější možné trajektorii. Takže když letí okolo masivního tělesa, dojde k jeho ohybu. Pokud k tomuto ohybu dojde u objektu, který leží přesně mezi námi a zdrojem záření, pak se světlo ohne směrem k nám, podobně jako u klasické optické čočky. Pohyb světla a jeho ohyb zde závisí na pokřivení prostoročasu.

Vzhledem k tomu, co jsme si právě řekli je snad už zřejmé, že gravitační čočky se pochopitelně neomezují jen na viditelnou část elektromagnetického spektra. Úplně stejně fungují fyzikální procesy způsobující čočkování i pro elektromagnetické záření jakéhokoliv jiného oboru. Už jsme byli schopni pozorovat efekt gravitačního čočkování v mikrovlnném záření, ale též v záření rentgenovém či u rádiových vln.

Typy gravitačních čoček

Gravitační čočky ovšem přesto nejsou všechny stejné, ostatně bylo by dost překvapivé, kdyby byly, jelikož se ničím zvláštním neliší od dalších fyzikálních jevů. Konkrétně rozlišujeme tři druhy gravitačních čoček, každý z těchto typů je něčím výjimečný, specifický a zajímavý. A všechny nám potenciálně mohou hodně pomoci v našem výzkumu kosmu, byť každý trochu jinak.

Určitě nejznámější jsou silné gravitační čočky. Všechny krásné snímky gravitačních čoček, které vidíte na obrázcích z Hubbleova či Webbova dalekohledu i dalších astronomických observatoří totiž patří právě mezi silné. Kdykoli přímo vidíme několikanásobné obrazy, dlouhé oblouky, Einsteinovy prstence nebo kříže, můžeme si být jisti, že jde právě o tento druh. Silné gravitační čočky získaly svůj název díky tomu, že jsou jejich efekty dosti dobře pozorovatelné. Přesto je název poněkud zavádějící, neboť je i jejich účinek stále poměrně slabý. Abychom totiž viděli nějaký výraznější efekt, nestačí mít jako čočkující objekt ani průměrnou galaxii, musí jít buď o opravdu gigantickou galaxii a nebo, ještě lépe, o kupu galaxií.

Když máme silné čočky, nemělo by nás překvapit, že druhým typem jsou tzv. slabé gravitační čočky. Jak už napovídá název, v tomto případě je efekt výrazně slabší. Zde už nemůžeme efekty čočkování pozorovat přímo, alespoň tedy ne u jednotlivého zdroje. Pro zaznamenání daného jevu musíme statisticky zkoumat větší množství různých zdrojů. Čoka se pak projeví pouze při statistické analýze jako roztažení objektů na pozadí ve směru ke (od) středu čočky. Pokud chceme použít slabé čočkování, musíme prozkoumat velké množství zdrojů a současně si dávat velký pozor na systematické chyby, na něž je tato metoda dost náchylná. Jako čočky zde obvykle slouží menší galaxie.

Posledním druhem gravitačních čoček jsou tzv. mikročočky. Název opět napovídá, že výsledný efekt bude ještě menší než u slabých čoček a přesně tak to skutečně je. Zde už nejsou vidět ani žádné deformace zdrojů, které gravitační čočka ovlivňuje, dokonce ani ne při statistickém zpracování dat z mnoha objektů. A není divu, neboť jako čočka zde obvykle působí jen jednotlivá hvězda. Přesto však jsme schopni efekt detekovat, protože se mění množství světla, které k nám přijde. Když si pak prohlédneme světelnou křivku, jsme schopni podle jejího typického průběhu požadovaný efekt zachytit.

Einsteinovy prstence a Einsteinovy kříže

Zvláštní případ mezi všemi gravitačními čočkami zaujímají dvě situace, jedné z nich říkáme Einsteinův kříž, druhé Einsteinův prstenec. Tedy, přísně vzato, Einsteinův kříž je pojmenování jednoho konkrétního objektu, já si však dovolím toto pojmenování nyní zobecnit na celou třídu podobných objektů. Jde o velmi efektní projevy gravitačního čočkování, proto se jimi budeme alespoň chvíli zabývat.

Einsteinův kříž je trochu podobný Koroljovovu kříži známému ze startů raket. Jde o situaci, kdy dojde k čočkování vzdáleného objektu takovým způsobem, že kolem centrálního čočkujícího tělesa vidíme čtyři obrazy mnohem dále ležícího objektu umístěné do tvaru kříže. Přesněji řečeno, těch obrazů je v tomto případě ve skutečnosti pět, jeden je totiž přesně uprostřed obrazce. Ale ten je ve srovnání s čočkujícím tělesem natolik slabý, že téměř nikdy není vidět. Původní Einsteinův kříž byl objeven roku 1985 ve směru souhvězdí Pegase a jedná se o kvasar vzdálený asi 8 miliard světelných let, jehož světlo ovlivňuje čočkující galaxie ležící od nás 400 milionů světelných let. Od té doby jsme nalezli i množství dalších Einsteinových křížů, jeden známý například v souhvězdí Eridanu.

Ještě známější je tzv. Einsteinův prstenec. K němu dojde, když jsou čočka a čočkovaný objekt zarovnány úplně dokonale v jediné linii (z našeho pohledu). I pro ostatní gravitační čočky musí být zarovnání obou objektů velmi přesné, ale přece jen se mírně odchyluje, pak vidíme vícenásobné obrazy. Jestliže ovšem leží zdroj i čočka v jedné přímce, pak vidíme typický útvar, v jehož středu leží čočkující objekt, zatímco vzdálený čočkovný objekt je roztažený okolo celé čočky do tvaru prstence. Existenci takového uspořádání diskutovali už Orest Chvolson a Albert Einstein, tehdy však byl objev takového útvaru mimo možnosti tehdejší techniky.

První detekce přišla až v roce 1998, kdy astronomové pomocí Hubbleova kosmického teleskopu zachytili první úplný Einsteinův prstenec. Zaznamenat Einsteinův prstenec v případě, kdy hvězda čočkuje jinou hvězdu, jak o tom původně uvažoval Einstein, se nám dosud nepodařilo nikdy. To se však může brzy změnit, neboť v květnu 2028 prochází Alpha Centauri A přesně mezi námi a vzdáleným rudým veleobrem, který je od nás asi 10 000 světelných let, takže existuje určitá, a ne zrovna malá, pravděpodobnost, že bude možné tento jev zachytit.

Einsteinových prstenců známe dnes již poměrně hodně, většina byla objevena v rádiové oblasti elektromagnetického spektra. Detekovat se podařilo i anomální Einsteinovy prstence, některé z nich jsou neúplné, když rozložení hmoty čočky není zcela symetrické nebo když zdroj a čočka nejsou přece jen vyrovnány absolutně perfektně, ale od zarovnání do přímky se malinko odchylují. Takový byl ostatně i první objevený Einsteinův prstenec z roku 1988. Jestliže není čočkující objekt jednoduchá galaxie, ale jde o kupu galaxií nebo skupinu galaxií, pak může mít Einsteinův prstenec složitější tvar, jako třeba známý snímek kosmického smajlíku. Známé též dvojité Einsteinovy prstence, které vznikají v unikátním případě, kdy jsou do jedné linie zarovnány tři galaxie, jedna čočkující a tři čočkované.

Význam pro astronomii, fyziku a kosmologii

Jak jsme si už řekli, pozorování všech tří typů gravitačních čoček může mnoha způsoby posloužit vědě. Silné čočkování lze velmi dobře využít k odhadu hmotnosti objektu, který slouží jako gravitační čočka. Efekt samotný totiž závisí pouze na gravitačním potenciálu čočkujícího objektu a vzhledem k tomu, že jde v tomto případě jev dostatečně silný, lze pak vcelku snadno mapovat rozložení hmoty v popředí. Konkrétně se astronomové snaží mapovat temnou hmotu v čočkujících galaxiích a kupách a také centrální oblasti těchto objektů, tedy v podstatě supermasivní černé díry a jejich okolí.

Tento typ čoček lze také využít k určení hodnoty některých základních fyzikálních parametrů a konstant důležitých pro kosmologii. Při těchto měřeních využíváme vícenásobných obrazů čočkovaných objektů. Jestliže totiž vidíme několik obrazů téhož, každý světelný paprsek letěl trochu jinou trajektorií. To také znamená, že procházel místy s jinak zakřiveným prostoročasem, takže k nám letěl jinak dlouho. Z časového rozdílu příchodu různých signálu pak můžeme odvodit třeba Hubbleův parametr stanovující rychlost rozpínání kosmu. Tato měření zřejmě čeká velká budoucnost neboť díky chystané pozemní observatoři Very Rubin a již vypuštěnému vesmírnému teleskopu Euclid se očekává, že v následujících letech objevíme více než 100 000 silných gravitačních čoček.

U slabých čoček je možné statistickou analýzou důkladně porozumět rozložení a tvaru gravitačního pole. Toho pak využíváme při ověřování modelu Lambda–CDM, popřípadě při lepším pochopení kosmologických parametrů vesmíru. V neposlední řadě se slabé čočky velmi uplatňují i při mapování temné hmoty, která je dominantní složkou hmoty v naše kosmu a oproti běžné baryonové hmotě převládá asi pětinásobně. Tato dosud neznámá entita tvoří mimo jiné většinu hmoty galaxií a kup galaxií, kde právě chceme zjistit její rozložení. Výhodou slabého čočkování je, že nemusíme vědět nic o historii vzniku galaxií a hvězd v nich přítomných ani o jejich dynamice a přesto nám poskytne potřebné údaje.

Můžeme tak třeba spatřit místa, kde silně převládá temná hmota a naopak tam téměř není přítomna hmota běžná. Když pak data z měření gravitačního čočkování zkombinujeme s výsledky dalších astronomických observatoří, které měří mezigalaktický plyn a rozložení baryonické hmoty (hvězdy a galaxie), můžeme získat zcela unikátní sondu do astrofyziky a kosmologie. Příkladem takto analyzovaného objektu je Bullet Cluster (něco jako kupa Střela, ale její název se běžně nepřekládá). Bullet Cluster je slavný astronomický objekt, který nám ukazuje rozložení mezihvězdného plynu i temné hmoty v kupě galaxií vzniklé srážkou dvou menších kup. Dává přitom jasné limity pro celou řadu kosmologických modelů jako je Modifikovaná Newtonovská dynamika nebo model Lambda – CDM.

Veliký potenciál mají rovněž gravitační mikročočky. Když pozorujeme vesmírné objekty, obvykle vidíme jen velmi jasné zdroje jako jsou galaxie, kupy galaxií či velmi zářivé hvězdy. Pozorovat cokoliv méně jasného je velký problém, ve větších vzdálenostech je to dokonce téměř nemožné. Gravitační mikročočky však umožňují spatřit objekty o velikosti planet nebo hvězd a to bez ohledu na množství jimi vyzařovaného světla. Můžeme tak zaznamenat i velmi slabá tělesa jako jsou planety, hnědí, bílí či červení trpaslící nebo neutronové hvězdy. Mikročočka nemůže být pozorována jednorázově v jednom okamžiku jako silná čočka, ani statisticky z více zdrojů jako čočka slabá, je nutné jeden zdroj sledovat delší dobu a naměřit jeho světelnou křivku, kde se mikročočkování může projevit.

Protože jde v případě mikročoček o objekty menších hmotností, trvá také naměření světelné křivky poměrně krátce, od sekund po jednotky let, nikoliv miliony, jako kdybychom chtěli podobně měřit zdroje silných gravitačních čoček. Díky tomu můžeme mikročočkami detekovat bludné exoplanety, tedy planety, které volně letí vesmírem a nejsou vázány k žádné hvězdě. Dokážeme také takto najít velmi vzdálené planety, rekord je zatím 27 700 světelných let, ale už existují snahy hledat i planety v jiných galaxiích. Mikročočka byla také použita při detekci hvězdy s přezdívkou Icarus vzdálené 9,4 miliardy světelných let. Velmi užitečné jsou mikročočky též při studiu okrajového ztemnění hvězd a v budoucnu je astronomové chtějí použít taktéž při průzkumu černých děr či hvězdných skvrn.

Přehlídky pro hledání gravitačních čoček

Mikročočky jsou přitom velmi vzácné a za současných podmínek v podstatě neexistuje možnost jejich výskyt předpovědět dopředu. Je proto nezbytně nutné provádět tzv. přehlídky oblohy. Jde o to, že průběžně prohlížíte celou oblohu nebo aspoň její větší část a snažíte se tyto události zaznamenat. To ovšem neplatí jen v případě mikročoček, přehlídkové programy jsou výhodné při hledání všech druhů gravitačních čoček. Valná většina z nich totiž byla objevena zcela náhodou. Jak už jsme si řekli, první známá gravitační čočku nalezli astronomové na observatoří Kitt Peak. Skupina, která za objevem stála sice prováděla přehlídkový program, ovšem nikoliv s cílem najít gravitační čočku, nýbrž zmapovat co největší množství kvasarů, které tehdy právem stály ve středu zájmu astrofyziků.

Později vzniklo několik pozorovacích programů hledajících gravitační čočky v rádiové oblasti. Z nich nejvýznamnější byl patrně Cosmic Lens All Sky Survey (CLASS), který využíval radioteleskopy slavné observatoře Very Large Array (VLA) umístěné v Novém Mexiku v USA. CLASS mohl pozorovat pouze zdroje na části oblohy, jelikož vzhledem ke svému umístění neviděl část jižního hvězdného nebe, i tak objevil 22 nových systémů s gravitačními čočkami. To se sice z dnešního hlediska nemusí zdát mnoho, ale tehdy se jednalo o velmi významný pokrok. Díky CLASS jsme mohli lépe pochopit parametry našeho kosmu, ale i snáze detekovat velmi vzdálené objekty.

Na jižní polokouli provádí podobný průzkum Australia Telescope Compact Array (ATCA). Jde o soustavu šesti radioteleskopů umístěnou na observatoři Paula Wilda nedaleko na západ od pětitisícového města Narrabi ve státě Nový Jižní Wales. Každá anténa soustavy ATCA má průměr 22 metrů, mohou však také fungovat dohromady jako interferometr. ATCA pochopitelně zase dokáže vidět celou jižní oblohu a jen část severní, ale při kombinaci obou uvedených přehlídek už můžeme počítat s tím, že budeme mít relevantní data z rádiových vln z celé oblohy.

Ve viditelném světle pořizuje krásné snímky gravitačních čoček Hubbleův kosmický dalekohled, avšak výrazně větší podíl nalezených čoček mají pozemní observatoře. Čtyřmetrový dalekohled na Cerro Tololo Observatory v severním Chile využívá program Dark Energy Survey (DES), Haleakalā Observatory na Havajských ostrovech je domovem slavného přehlídkového projektu Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System (Pan-STARRS) a Apache Point Observatory v Novém Mexiku zase hostí další slavný projekt Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

Velký rozvoj v této oblasti dovolil kolem roku 2000 hlavně pokrok v zobrazovacích metodách. CCD kamery v kombinaci s prudce rostoucí kapacitou počítačů umožnily provádět měření potřebné kvality a rozsahu a také naměřená data ukládat. DES i Pan-STARRS stojí za objevy velkého množství gravitačních čoček, zejména jsou jejich zásluhy značné v oblasti slabého čočkování. SDSS pro změnu hojně spolupracovala s Hubbleovým teleskopem a díky společnému se povedlo zachytit 19 nových gravitačních čoček, z toho hned osm jsou Einsteinovy prstence, z nichž vyčnívá zvláště jeden velmi slavný, to je systém zvaný Kosmická podkova.

Velké věci se očekávají taktéž od observatoře Very Rubin, která se v tuto chvíli připravuje na 2682 metrů vysoké hoře Cerro Pachón v severním Chile, kde se nachází také 8,1 metrů velký dalekohled Gemini South. Srdcem observatoře Very Rubin je teleskop o průměru 8,4 metru dříve nazývaný Large Synoptic Survey Telescope (LSST) naná přejmenovaný na Simonyi Survey Telescope. Pokud vám jméno Simonyi připadá povědomé nemýlíte se, jde o onoho dvojnásobného kosmonauta Charlese Simonyiho a jeho manželku, kteří věnovali na stavbu tohoto dalekohledu nemalé finanční prostředky. Půjde o vůbec první takto velký teleskop určený právě k přehlídkám celé oblohy, takže lze očekávat objev obrovského množství gravitačních čoček, ale i dalších zajímavých astronomických objektů.

Podobně cenná pozorování by měl ve viditelné a infračervené oblasti vykonat i teleskop Euclid, který byl vypuštěn v roce 2023 a nyní již pracuje na sběru vědeckých dat. Euclid prohlédne asi třetinu oblohy, přičemž některá místa prozkoumá opravdu velmi důkladně, protože jde o tzv. hluboká pole, jež bude zkoumat důkladněji než zbytek oblohy. I zde můžeme čekat nalezení tisíců a tisíců nových gravitačních čoček. Euclid provázejí jisté problémy, o nichž se více dočtete třeba v článku Dušana Majera, věřme však, že se je podaří definitivně vyřešit a že bude tento unikátní přístroj fungovat v budoucnu bez větších potíží.

V infračerveném záření pochopitelně gravitační čočky zkoumá také Webbův dalekohled, ten však není určený k přehlídkám, nýbrž k detailnějšímu průzkumu jednotlivých zajímavých oblastí a objektů. S gravitačními čočkami se u něj lze setkat zejména u fotografií velmi vzdálených galaxií a hlubokých polí.  A zapomenout nesmíme ani na sondy zkoumající reliktní záření, které sledovaly gravitační čočky v mikrovlnné oblasti. Ty jsou totiž velmi důležité z hlediska pochopení tohoto záření z konce období Velkého třesku, mohou ho totiž více či méně výrazně ovlivňovat.

Přehlídkové programy se uplatňují i v oblasti mikročoček, když nás například zajímají velmi vzdálené hvězdy nebo extrasolární planety. I v tomto případě se povedlo uskutečnit celou řadu objevů tím, že jsme náhodně někam zamířili teleskop s malým zorným polem a náhodou jsme se ve správný okamžik dívali správným směrem. Ovšem existují i programy, které cíleně prohledávají oblohu a vytipovávají vhodné oblasti, na něž se pak zaměřují výkonné dalekohledy s nadějí, že uvidí to, co chtějí. Fyzikové zaměřující se na výzkum exoplanet například věří, že se aktuální seznam 278 známých planet objevených díky mikročočkám výrazně rozšíří.

Pro oblast naší Galaxie můžeme využít astrometrickou družici Gaia. Ta je tak neuvěřitelně přesná, že z jejího třetího balíčku dat dokázali astronomové předpovědět 4500 událostí mikročoček, z čehož více než třetina je poměrně nezvyklá a jejich sledováním bychom se mohli naučit hodně nového. Objevují se už i nápady na to vypustit přímo specializovanou družici určenou jen ke hledání planet pomocí metody mikročoček. Zda se některý z těchto návrhů v té či oné podobě realizuje ještě nevíme, jisté však je, že mikročočky bude studovat chystaný vesmírný dalekohled Nancy Grace Roman, který by měl do kosmického prostoru zamířit v roce 2027.

Sluneční čočka

Na konec jsme si opět nechali jednu poněkud fantastickou představu, která sice v reálu skutečně funguje, ale její využití je pro nás v tuto chvíli na úrovni sci-fi. Hovořím o tzv. sluneční gravitační čočce. Ano, i naše Slunce by mohlo fungovat jako gravitační čočka. Už sám Einstein v roce 1936 vypočítal, že paprsky přicházející ze stejného směru, které obletí okraj Slunce se sbíhají v ohnisku vzdáleném 542 astronomických jednotek od Slunce. Co to pro nás znamená? Pokud bychom do této vzdálenosti umístili družici, mohli bychom Slunce využít jako gravitační čočku, jež by nám zvětšovala a zjasňovala objekty nacházející se na opačné straně od Slunce. Samozřejmě, umístění sondy bychom mohli měnit a tím i vybírat jako cíle různé astronomické objekty, podle toho, co by nás zrovna zajímalo.

Idea je to krásná, má ovšem jednu drobnou vadu. Nejvzdálenější sonda, která kdy byla lidstvem vypuštěna je Voyager se v tuto chvíli nachází necelých 163 astronomických jednotek od Slunce. Startovala přitom v roce 1977, takže 163 astronomických jednotek jí trvalo uletět asi 50 roků. Potřebná vzdálenost pro sluneční gravitační čočku je však 3,35 krát vyšší. Jinými slovy, Voyager by na její překonání potřeboval 166,5 roku. A to, jak jistě sami uznáte, není ideální. Abychom mohli sluneční čočku využít, potřebovali bychom, aby se sonda dostala 542 astronomických jednotek daleko ne za 167 let, ale ideálně za 10 nejpozději 20 let, tak aby se vědci misi připravující dočkali výsledků ještě v době své aktivní kariéry.

Samozřejmě by také v době příletu do místa určení musela být sonda plně funkční, manévrovatelná a schopná odesílat naměřená data. Tedy nikoliv jako Voyager, kde po téměř půl století už nefunguje skoro nic a zapnuty jsou jen ty nejnutnější systémy, takže na jakoukoliv vědu můžeme v podstatě zapomenout. Uvažujeme-li nad situací logicky, pak je celkem zjevné, že bez jaderné energie to nepůjde. Tento druh energie bude nutný přinejmenším pro vyhřívání sondy a jejích vědeckých přístrojů. Pohon samotný lze řešit i klasicky. Kdyby sonda startovala pomocí superrakety jako je SLS, lze si představit scénář urychlení pomocí gravitačního praku u Jupiteru, velmi blízkého průletu kolem Slunce nebo v ideálním případě samozřejmě zkombinovat obojí.

Sluneční čočka má zajímavé možnosti vědeckých aplikací. Mohli bychom zkoumat vzdálené galaxie, kvasary a další objekty velmi vzdáleného kosmu. Možná bychom dokonce byli schopni najít některé extrémně vzdálené galaxie či jednotlivé hvězdy. Nicméně snad nejzajímavější možnou aplikaci představil v roce 2020 pracovník NASA Slava Turyšev, který přišel na to, že pomocí sluneční čočky by mohlo jít zobrazit poměrně detailně povrch některých exoplanet a to v ideálním případě s rozlišením až 25 kilometrů. A to už je hranice na které by mohly být patrné některé známky případné civilizace.

Ale nejásejme předčasně. Idea má též několik problémů. První, tedy jak dostat sondu do dostatečné vzdálenosti včas a natolik funkční, aby nám k něčemu byla, už víme. Dále nám může uškodit vrstva sluneční atmosféry známá jako korona, která by mohla způsobit nežádoucí interferenci, takž by pak bylo obtížné odlišit skutečný signál od šumu. Potíže by mohla dělat i sférická aberace, optická vada, kdy se paprsky mířící dále od středu čočky lámou jinak (více) než paprsky běžící blíže ke středu čočky. Výsledný obraz je potom rozmazaný a deformovaný. A dále, sluneční čočka bude mít velké zvětšení, v důsledku toho pak ale může existovat potíž s přesnou konstrukcí a umístěním sondy. A v neposlední řadě se též ukazuje, že ani metody výpočtu toho, jak by čočka fungovala nejsou zcela korektní.

Závěr

V tuto chvíli už existují některé poměrně realistické koncepty sond schopných doletět několik set astronomických jednotek. Můžeme si tedy jen počkat, zda některá z nich bude zkoumat i možnost využití sluneční gravitační čočky. Avšak i pokud ne, gravitační čočky čeká v astronomii velká budoucnost a budeme se s nimi setkávat stále znovu a zřejmě i čím dál tím více. Možnost jejich aplikace ve fyzice a astronomii je obrovská a můžeme se proto těšit na to, co nám přinesou nejbližší roky. Snad zjistíme více o temné hmotě a jejím rozložení v kosmu, objevíme další extrémně vzdálené galaxie a hvězdy či nalezneme výrazně více exoplanet, možná i některé mimo Mléčnou dráhu. A i kdyby nic z toho nevyšlo (jakože vyjde), můžeme si alespoň užít gravitační čočku způsobenou Alfou Centauri.

Poznámka autora

• Zvláště gravitační mikročočky jsou hodně zajímavé a přitom nedoceněné. Je tedy docela dobře možné, že kromě připravovaného článku o exoplanetách, kam neodmyslitelně patří, budou i tématem pozdějšího samostatného článku.

Použité a doporučené zdroje

• Sloan Digital Sky Survey: https://www.sdss.org/
• Pan-STARRS: https://www2.ifa.hawaii.edu/research/Pan-STARRS.shtml
• Very Large Array: https://www.vla.nrao.edu/
• Kitt Peak National Observatory: https://kpno.noirlab.edu/
• Australia Telescope Compact Array (ATCA): https://www.narrabri.atnf.csiro.au/
• Dark Energy Survey: https://www.darkenergysurvey.org/
• Cerro Tololo Observatory: https://noirlab.edu/public/programs/ctio/
• Haleakalā Observatory: https://haleakalacrater.com/maui/haleakala-observatory-maui/
• Apache Point Observatory: https://www.apo.nmsu.edu/
• Cerro Pachón: https://noirlab.edu/public/about/contacts/cerro-pachon/
• Vera Rubin Observatory: https://rubinobservatory.org/
• Euclid ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Euclid
• Gaia ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia
• Hubble NASA: https://science.nasa.gov/mission/hubble/
• Webb NASA: https://webb.nasa.gov/
• Nancy Grace Roman Telescope: https://roman.gsfc.nasa.gov/

Zdroje obrázků

• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2017/12/lensshoe_hubble_900.jpg
• https://islamforwest.files.wordpress.com/2012/01/alhazen.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b5/Thomas_Young_by_Briggs.jpg
• https://images.ctfassets.net/4yflszkpcwkt/4WpadsRFlah8pnsRPHXSsr/82d2173b8e8d2aae6706470fc5c1a1a1/gggg1.png
• https://www.mprl-series.mpg.de/media/studies/7/17/bigCavendish_images82_JosephBlack.png
• https://www.syfy.com/sites/syfy/files/styles/blog-post-embedded–mobile/public/mercury_precession.jpg
• https://cdn.eso.org/images/screen/potw1926a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/24/Arthur_Stanley_Eddington.jpg/400px-Arthur_Stanley_Eddington.jpg
• https://d3d00swyhr67nd.cloudfront.net/w944h944/collection/CSF/SAU/CSF_SAU_HC_934-001.jpg
• https://scontent-prg1-1.xx.fbcdn.net/v/t1.6435-9/47358943_10161153896655164_6284181523696451584_n.jpg?_nc_cat=105&ccb=1-7&_nc_sid=5f2048&_nc_ohc=07nl0_AQEUgQ7kNvgEsK1uM&_nc_ht=scontent-prg1-1.xx&oh=00_AfBuiAGqdw2aez6fTuGIQxe56KqzhrJt3L8-_YDw81jR3A&oe=665C6657
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/af/Portrait_of_Henry_Norris_Russell.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9d/QSO_B0957%2B0561.jpg
• https://www.himmelkalenderen.com/wp/wp-content/uploads/2016/qso0957_561_HST.jpg
• https://www.roe.ac.uk/~heymans/website_images/Gravitational-lensing-galaxyApril12_2010-1024×768.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01EVT0PMFC1JRQ8B6ZVDC2RF0S.png
• https://citizendium.org/wiki/images/b/bb/GravitationalLensingScenario.png
• https://frontierfields.org/wp-content/uploads/2014/11/weakvsstrongmicrolensing.jpg
• https://miro.medium.com/v2/resize:fit:1200/1*kbcHjxavC6abgupDYZXAKA.jpeg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c8/Einstein_cross.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/JCxsoVAh2S6BxpFnjccEif-650-80.jpg.webp
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/zMuci9xN5n9e6UinhQXDU-970-80.jpg
• https://stsci-opo.org/STScI-01G8H1NK4W8CJYHF2DDFD1W0DQ.png
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2007/07/the_bullet_cluster2/10084622-2-eng-GB/The_Bullet_Cluster.jpg
• https://www.euclid-ec.org/wp-content/uploads/What_Euclid_will_measure_weak_lensing1-e1693558291853.png
• https://ogle.astrouw.edu.pl/cont/4_main/epl/moa028/OGLE-2011-BLG-0203-light-curve-big.png
• https://planetary.s3.amazonaws.com/web/assets/pictures/20130108_light_curve.jpg
• https://noirlab.edu/public/media/archives/images/screen/noirlab-kitt-peak-drone4-3992×2242.jpg
• https://sah-archipedia.org/sites/default/files/pictures/full/NM-01-003-0041_003.jpg
• https://universemagazine.com/wp-content/uploads/2022/05/iotw2218a1.jpg
• https://www.bikemaui.com/wp-content/uploads/2016/05/haleakala-maui-hawaii.jpg
• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/X9Qwr8Kpzo6FUAcsTCcxSS.jpg
• https://sci.esa.int/documents/33220/35293/Euclid_Structural_and_thermal_model_21090918_12.jpg
• http://www.spacefacts.de/more/astronauts/photo/simonyi_charles_2.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2013/12/gaia_mapping_the_stars_of_the_milky_way/13461326-3-eng-GB/Gaia_mapping_the_stars_of_the_Milky_Way.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b4/The_Sun_by_the_Atmospheric_Imaging_Assembly_of_NASA%27s_Solar_Dynamics_Observatory_-_20100819.jpg
• https://news.stanford.edu/wp-content/uploads/2022/04/thumbnail_2-3_figure.jpg
• https://www.lpi.usra.edu/publications/newsletters/lpib/new/wp-content/uploads/2019/01/this-artists-concept-puts-solar-system-distances-.jpeg
• https://www.centauri-dreams.org/wp-content/uploads/2023/02/Screenshot-from-2020-12-16-05-45-25.jpg
• https://bpb-us-e1.wpmucdn.com/sites.psu.edu/dist/a/9476/files/2021/09/Picture1.png