Гравитацио́нная ли́нза — массивное тело (планета, звезда) или система тел (галактика, скопление галактик, скопление тёмной материи), искривляющая своим гравитационным полем направление распространения электромагнитного излучения, подобно тому, как искривляет световой луч обычная линза.

Как правило, гравитационные линзы, способные существенно исказить изображение фонового объекта, представляют собой достаточно большие сосредоточения массы: галактики и скопления галактик. Более компактные объекты, например, звёзды, тоже отклоняют лучи света, однако на столь малые углы, что зафиксировать такое отклонение не представляется возможным. В этом случае можно лишь заметить кратковременное увеличение яркости объекта-линзы в тот момент, когда линза пройдёт между Землёй и фоновым объектом. Если объект-линза яркий, то заметить такое изменение практически невозможно. Если же объект-линза не яркий или же не виден совсем, то такая кратковременная вспышка вполне может наблюдаться. События такого типа называются микролинзированием. Интерес здесь связан не с самим процессом линзирования, а с тем, что он позволяет обнаружить массивные и не видимые никаким иным способом плотности материи.

Ещё одним направлением исследований микролинзирования стала идея использования каустик для получения информации как о самом объекте-линзе, так и о том источнике, чей свет она фокусирует. Подавляющее большинство событий микролинзирования вполне вписывается в предположение, что оба тела сферической формы. Однако в 2—3 % всех случаев наблюдается сложная кривая яркости, с дополнительными короткими пиками, которая свидетельствует о формировании каустик в линзированных изображениях[1]. Такая ситуация может иметь место, если линза имеет неправильную форму, например, если линза состоит из двух или более тёмных массивных тел. Наблюдение таких событий безусловно интересно для изучения природы тёмных компактных объектов. Примером успешного определения параметров двойной линзы с помощью изучения каустик может служить случай микролинзирования OGLE-2002-BLG-069[2]. Кроме того, имеются предложения по использованию каустического микролинзирования для выяснения геометрической формы источника, либо для изучения профиля яркости протяжённого фонового объекта, и в частности для изучения атмосфер звёзд-гигантов.

Теория

Уравнение гравитационного линзирования
Гравитационную линзу можно рассматривать как обычную линзу, но только с коэффициентом преломления, зависящим от положения. Тогда общее уравнение для всех моделей можно записать следующим образом[3]:

\eta= \frac{D_s}{D_d}\xi-D_{ds}\hat{\alpha}(\xi)

где η — координата источника, ξ — расстояние от центра линзы до точки преломления (прицельный параметр) в плоскости линзы, Ds, Dd — расстояния от наблюдателя до источника и линзы соответственно, Dds — расстояние между линзой и источником, α — угол отклонения, вычисляемый по формуле:

\alpha=\frac{4G}{c}\int_{R^2}\frac{(\xi_i-\xi')\Sigma(\xi)}{|\xi_i-\xi'|^2}

где Σ — поверхностная плотность, вдоль которой «скользит» луч. Если обозначить характерную длину в плоскости линзы за ξ0, а соответствующую ей величину в плоскости источника за η0=ξ0Ds/Dl и ввести соответствующие безразмерные векторы x=ξ/ξ0 и y=η/η0, то уравнение линзы можно записать в следующем виде:

y=x-\bigtriangledown\psi(x)=\bigtriangledown\left(\frac{1}{2} x^2-\psi(x)\right)

Тогда, если ввести функцию, называемой потенциалом Ферма \phi(x,y)=\frac{(x-y)^2}{2}-\psi(x), можно записать уравнение следующим образом[3]:

\bigtriangledown\phi(x,y)=0

Временную задержку между изображениями также принято записывать через потенциал Ферма[3]:

T(x,y)=\frac{1}{c}\xi^2_0\frac{D_s}{D_lD_{ls}}(1+z_l)|\phi(x_i, y)-\phi(x_j, y)|

Иногда удобно выбрать масштаб ξ0=Dl, тогда x и y это угловое положение изображения и источника соответственно.

Аккреционный диск — структура, возникающая в результате падения диффузного материала, обладающего вращательным моментом, на массивное центральное тело (аккреция). Аккреционные диски возникают вокруг звезд в тесных двойных системах, во вращающихся галактиках и в протопланетных образованиях. Они также играют ключевую роль в механизме Гамма-всплесков, сопровождающих слияние нейтронных звёзд и коллапс ядер сверхновых и гиперновых звёзд. Сжатие вещества, а также выделение тепла в результате трения дифференциально вращающихся слоев, приводит к разогреву аккреционного диска. Аккреционные диски протозвезд, молодых звезд излучают в инфракрасном диапазоне; тепловое излучение дисков, образовавшихся вокруг нейтронных звезд и черных дыр, приходится на рентгеновский диапазон

Механизм образования

Формирование аккреционного диска вокруг пульсара в представлении художника. Вещество, падающее со звезды-компаньона, ускоряет вращение пульсара, делая его миллисекундным
Газ, перетекающий от одного компонента системы к другому, имеет значительный момент вращения, обусловленный орбитальным движением. Поэтому частицы газа не могут падать на звезду радиально. Вместо этого они движутся вокруг неё по кеплеровским орбитам. Вследствие этого образуется газовый диск, распределение скоростей в котором должно соответствовать законам Кеплера: слои, расположенные ближе к звезде, будут иметь бо́льшие скорости. Однако из-за трения между слоями газа их скорости выравниваются, и внутренние слои передают часть своего момента импульса наружу. Вследствие этого внутренние слои приближаются к звезде и, в конце концов, падают на её поверхность. Фактически, траектории отдельных частиц газа имеют вид спиралей, которые медленно закручиваются.

Радиальное смещение вещества в аккреционном диске сопровождается высвобождением гравитационной энергии, часть которой превращается в кинетическую энергию (ускорение движения газа при приближении к звезде), а другая часть превращается в тепло и разогревает вещество диска. Поэтому аккреционный диск излучает. Кинетическая энергия газа при столкновении с поверхностью звезды также трансформируется в тепловую энергию и излучается.

Понятие аккреционного диска применяется для объяснения многих явлений физики нестационарных звёзд, активных ядер галактик.