重力レンズ(じゅうりょくレンズ)とは、観測者と
光源の間に存在する質量によって、
光の進行が曲がる現象を指します。この質量は主に
銀河団などの大規模な
天体によるもので、
光の進行経路を変更し、時に
光源の
像を不自然に変形させます。この現象は、
光源、
重力源、観測者の位置関係によって様々な形で観測され、時には同一の
光源からの
光が複数の
像として見えることもあります。この現象を
英語では "gravitational lensing" と呼び、日本語では「
重力レンズ効果」として知られています。特に見られるリング状の
像は "アインシュタインリング" という名前で呼ばれます。
原理
光が曲がるのは、
一般相対性理論の影響によるものです。
光そのものが
重力によって引き寄せられるのではなく、重い物体によって歪められた
時空を進む過程で
光が曲がるため、観測者は通常とは異なる
光の経路を見ることができます。大きな
重力源の存在で、
光は異なる経路を通って観測者に届くため、同じ
天体が複数の
像として観測されることがあるのです。この現象は、
光学レンズの屈折に似た結果をもたらすため、「
重力レンズ」と名づけられました。
分類
重力レンズ効果は、以下の3つに分類されます。
1.
強い重力レンズ(Strong Lensing): 強い
重力源の影響で、アインシュタインリングや弓状の
像、複数の
像が明確に観測されます。
2.
弱い重力レンズ(Weak Lensing): 相対的に弱い
重力源の影響で、複数の
天体の
光線を統計的に解析しレンズ効果を判定する現象です。宇宙初期の背景マイクロ波の揺らぎを研究する上で重要です。
3.
マイクロレンズ(Microlensing): 非常に小さなレンズ源によって発生する現象で、
光の進行ではなく明るさの時間変化によって判断されます。
銀河内の暗い物体が遠方
天体の視線を横切ることで観測されます。
歴史
重力レンズ効果は、
1924年にオレスト・ダニーロヴィッチ・フヴォリソンによって初めて論文に発表されましたが、その後あまり注目されませんでした。
1936年に
アルベルト・アインシュタインが
重力レンズ効果を詳細に説明し、特にリング状の
像が形成されることを示すことで、一躍脚
光を浴びました。この影響で、アインシュタインの名前がついた「アインシュタインリング」という用語が使われるようになったのです。その後、
1979年には
クエーサーの
重力レンズ例が発見され、以降多くの
重力レンズ現象が確認されてきました。
観測と研究への応用
重力レンズ効果は、
銀河団の質量を直接的に測定する手法としても利用されます。
X線観測による測定とは異なり、
重力源の質量を
光学的に測定可能なところがその特長です。研究者たちはこの手法を用いてダークマターの分布を探ることにも取り組んでいます。また、
重力マイクロレンズを利用した系外惑星の探索活動も盛んに行われています。2015年には、
超新星が
重力レンズによる多重
像として捉えられ、新たな
天体観測の可能性を示しました。
具体例
重力レンズ効果の具体例として、
1979年に発見されたツイン
クエーサーが挙げられます。また、1984年にはアインシュタインの十字架が発見され、異なる位置にある
クエーサーが
銀河による
重力で四重の
像として観測されました。こうした観測結果は、宇宙の構造理解を深める上でも重要な役割を果たしています。