重力レンズ

一般相対性理論は、質量が時空を湾曲させ、光がその湾曲した幾何学に沿って測地線を進むことで、大質量天体の周りで曲がって見えることを予測している。衝突係数 b で通過する光線の偏向角は alpha = 4GM / (c^2 b) であり、これはニュートン力学による予測の正確に2倍である。太陽表面をかすめる光線（b = R_sun = 6.96 x 10^8 m、M = 2 x 10^30 kg）の場合、偏向角は1.75秒角となり、1919年のエディントンによる日食観測遠征で確認された。質量が太陽質量の~10^12倍、距離1 Gpcの銀河スケールのレンズでは、アインシュタイン半径は theta_E = sqrt(4GM D_ls / c^2 D_l D_s) で与えられ、約1秒角と評価される。これはハッブル宇宙望遠鏡や地上の補償光学系で分解できる大きさである。光源がレンズの光軸上に正確に位置する場合、像はレンズ銀河を取り巻く完全なアインシュタインリングに引き延ばされ、その半径は theta_E となる。

重力レンズ効果は、光源とレンズの整列具合およびレンズ質量に応じて、三つの異なる領域で働く。強重力レンズ（銀河または銀河団規模の質量、ほぼ整列した配置）は多重像、明るいアーク、アインシュタインリングを生じさせる。これは質量光度比に関する仮定を一切必要とせず、theta_E 内の投影質量を直接測定できるため、Abell 2744 のような銀河団における暗黒物質集中の最もクリーンなプローブとなっている。弱重力レンズは広大な視野にわたる数百万の背景銀河の統計的コヒーレントシアーを測定し、宇宙論的スケールで暗黒物質地図を再構成する。ESAのユークリッド衛星とルービン天文台は数億個の天体に対して弱重力レンズ観測を行う予定である。銀河系ハロー内の恒星質量天体によるマイクロレンズは、数日から数週間続く一過性の増光イベントを生じさせ、これまでに数百個の自由浮遊惑星が検出されているほか、MACHO 暗黒物質のハロー全体に占める割合が全質量の8%以下に制限されている。