عبد العزيز: بوت: إصلاح التحويلات

2023-02-21T10:57:33Z

بوت: إصلاح التحويلات

صفحة جديدة

{{يتيمة|تاريخ=يوليو 2020}}
'''العدسة المدمجة''' {{إنج|Embedded lens}} هي عبارة عن '''[[عدسة الجاذبية]]''' بحيث تكون كتلة العدسة جزءًا من متوسط كثافة الكتلة في خلفية [[الكون]] وليست متراكبة عليها ببساطة كما هو الحال في نظرية العدسة الجاذبية القياسية.<ref name="Schneider">Peter Schneider, [[يورغن أييلرز]] and Emilio E. Falco, 1992, ''Gravitational Lenses'', (Springer-Verlag, Berlin)</ref>

للحصول على خلفية متجانسة للكون، تتم إزالة كرة كروية ويتم وضع عدسة كتلتها تساوي كرة الغبار التي تمت إزالتها في مركز [[فراغ (فيزياء)|الفراغ]]. يمكن أن يكون التكثيف الكتلي إما كتلة نقطية أو كتلة موزعة، ولكن يجب أن يكون متماثلًا كرويًا بالنسبة لمركز الفراغ. إذا كانت خلفية الكون تحتوي أيضًا على [[ثابت كوني]] غير متلاشي ('''[[لامدا]]''')، فيجب أن يكون '''[[لامدا]]''' هو نفسه داخل [[فراغ (فيزياء)|الفراغ]] وخارجه. يمكن أن يكون المقياس الذي يصف [[هندسة|الهندسة]] داخل الفراغ [[كارل شفارتسشيلد|شفارتسشيلد]] أو كوتلر<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Kottler|الأول=Friedrich|عنوان=Über die physikalischen Grundlagen der Einsteinschen Gravitationstheorie|صحيفة=Wiley|المجلد=361|العدد=14|سنة=1918|issn=0003-3804|DOI=10.1002/andp.19183611402|صفحات=401–462|لغة=de}}</ref> اعتمادًا على ما إذا كان هناك ثابت كوني غير صفري.

تضمين العدسة يقلل بشكل فعال من نطاق إمكانية الجاذبية ، أي يحمي جزئيًا إمكانية العدسة الناتجة عن تكثيف كتلة العدسة. على سبيل المثال ، [[شعاع ضوئي]] يرعى حدود فراغ [[كارل شفارتسشيلد|شفارتسشيلد]] / كوتلر لن ينحني بتكثيف كتلة العدسة (أي لا يشعر بإمكانية الجاذبية للعدسة المدمجة) وينتقل على طول مسار [[مستقيم (رياضيات)|خط مستقيم]] في خلفية [[الكون]] المسطحة .

== خصائص ==
من أجل أن تكون حلاً تحليليًا [[معادلات الحقل لأينشتاين|لمعادلة المجال لأينشتاين]]، يجب أن تستوفي العدسة المدمجة الشروط التالية:

# يجب أن تكون كتلة العدسة المدمجة (الكتلة النقطية أو الموزعة) هي نفس كتلة [[كرة]] [[غبار|الغبار]] التي تم إزالتها.
# يجب أن يكون [[توزيع الكتلة|التوزيع الكتلي]] داخل الفراغ متماثلًا كرويًا.
# يجب أن يكون [[ثابت كوني|الثابت الكوني]] هو نفسه داخل العدسة المدمجة وخارجها.

== تاريخ ==
الكون مع عدم التجانس ([[مجرة|المجرات]] ، [[مجموعات وعناقيد المجرات|مجموعات المجرات]] ، الفراغات الكبيرة، وما إلى ذلك) ممثلة بفراغات كروية تحتوي على تكثفات كتلة موصوفة أعلاه تسمى '''كون الجبن السويسري'''. تم اختراع مفهوم '''كون الجبن السويسري''' لأول مرة من قبل [[ألبرت أينشتاين|آينشتاين]] [[إرنست جي. شتراوس|وستراوس]] في عام 1945.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Einstein|الأول=Albert|الأخير2=Straus|الأول2=Ernst G.|عنوان=The Influence of the Expansion of Space on the Gravitation Fields Surrounding the Individual Stars|صحيفة=American Physical Society (APS)|المجلد=17|العدد=2-3|تاريخ=1945-04-01|issn=0034-6861|DOI=10.1103/revmodphys.17.120|صفحات=120–124}}</ref> تم استخدام نموذج الجبن السويسري على نطاق واسع لنمذجة عدم التجانس في الكون. على سبيل المثال، تم التحقق من تأثيرات عدم التجانس على نطاق واسع (مثل [[عنقود مجري هائل|العناقيد الفائقة]]) على التباين الملاحظ في درجات حرارة [[إشعاع الخلفية الكونية الميكروي|أشعة ميكرويف الكون الخلفية]] (CMB) بواسطة [[مارتن ريس|ريس]] و سوارم في عام 1968<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Rees|الأول=M. J.|الأخير2=Sciama|الأول2=D. W.|عنوان=Large-scale Density Inhomogeneities in the Universe|صحيفة=Springer Science and Business Media LLC|المجلد=217|العدد=5128|سنة=1968|issn=0028-0836|DOI=10.1038/217511a0|صفحات=511–516}}</ref> باستخدام نموذج الجبن السويسري (ما يسمى تأثير ريس- سوارم). تم التحقيق في علاقة مسافة الانزياح الأحمر في كون الجبن السويسري بواسطة رونالد كانتوفسكي في عام 1969،<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Kantowski|الأول=R.|عنوان=Corrections in the Luminosity-Redshift Relations of the Homogeneous Fried-Mann Models|صحيفة=IOP Publishing|المجلد=155|سنة=1969|issn=0004-637X|DOI=10.1086/149851|صفحة=89}}</ref> وداير ورويدر في السبعينيات.<ref>C. C., Dyer & R. C., Roeder, 1972, Astrophysical Journal, 174, 175; C. C., Dyer & R. C., Roeder 1973, Astrophysical Journal Letter, 180, 31</ref> تم بناء نظرية عدسة الجاذبية لعدسة مفردة نقطية ذات كتلة مدمجة في ضغط مسطح أقل فريدمان-ليماتر-روبرتسون-ووكر [[مترية فريدمان-لوميتر-روبرتسون-ووكر|(FLRW)]] مع ثابت كوني غير صفري بواسطة رونالد كانتوسكي، بن تشن، وشينيو داي في سلسلة أوراق.<ref name="Kantowski">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Kantowski|الأول=Ronald|الأخير2=Chen|الأول2=Bin|الأخير3=Dai|الأول3=Xinyu|عنوان=Gravitational Lensing Corrections in Flat ΛCDM Cosmology|صحيفة=IOP Publishing|المجلد=718|العدد=2|تاريخ=2010-07-07|issn=0004-637X|DOI=10.1088/0004-637x/718/2/913|صفحات=913–919}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Chen|الأول=B.|الأخير2=Kantowski|الأول2=R.|الأخير3=Dai|الأول3=X.|عنوان=Time delay in Swiss cheese gravitational lensing|صحيفة=American Physical Society (APS)|المجلد=82|العدد=4|تاريخ=2010-08-13|issn=1550-7998|DOI=10.1103/physrevd.82.043005|صفحة=043005|arxiv=1006.3500}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Chen|الأول=B.|الأخير2=Kantowski|الأول2=R.|الأخير3=Dai|الأول3=X.|عنوان=Gravitational lens equation for embedded lenses; magnification and ellipticity|صحيفة=American Physical Society (APS)|المجلد=84|العدد=8|تاريخ=2011-10-10|issn=1550-7998|DOI=10.1103/physrevd.84.083004|صفحة=083004}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Kantowski|الأول=R.|الأخير2=Chen|الأول2=B.|الأخير3=Dai|الأول3=X.|عنوان=Image properties of embedded lenses|صحيفة=American Physical Society (APS)|المجلد=86|العدد=4|تاريخ=2012-08-15|issn=1550-7998|DOI=10.1103/physrevd.86.043009|صفحة=043009}}</ref>

== العدسة المضمنة مقابل عدسة الجاذبية الكلاسيكية ==
الفرق الرئيسي بين العدسة المدمجة والعدسة التقليدية هو أن كتلة العدسة القياسية (التقليدية) تساهم في [[متوسط (توضيح)|متوسط]] [[كثافة كونية|الكثافة الكونية]]، في حين أن العدسة المدمجة لا تفعل ذلك. وبالتالي، فإن إمكانية الجاذبية للعدسة المدمجة لها نطاق محدود، أي أنه لا يوجد تأثير للعدسة خارج الفراغ. هذا يختلف عن [[العدسة القياسية]] حيث تكون إمكانية الجاذبية للعدسة نطاق [[لانهاية|لا نهائي]].

نتيجة للدمج، تختلف زاوية الانحناء، و[[معادلة العدسة]]، وتضخيم الصورة، وقص الصورة، والتأخير الزمني بين صور متعددة للعدسة المدمجة عن تلك الموجودة في العدسة الخطية القياسية. على سبيل المثال، يمكن أن يختلف الجزء المحتمل من التأخير الزمني بين أزواج الصور وقص العدسة الضعيف للعدسة المدمجة عن نظرية عدسة الجاذبية القياسية بأكثر من [[نسبة مئوية|نسب مئوية]] قليلة.<ref name="Kantowski" />

يمكن كتابة [[معادلة رياضية|معادلة]] العدسة إلى أدنى ترتيب للعدسة النقطية المدمجة.<ref name="Kantowski" />

<math>
\theta_S = \theta_I - \frac{\theta_E^2}{\theta_I}\left[\sqrt{1-(\theta_I/\theta_M)^2}\right]^3
</math>

حيث <math>\theta_E</math> هو [[حلقة أينشتاين|حلقة آينشتاين]] للعدسة القياسية النقطية ذات الكتلة، <math>\theta_M</math> هو الحجم الزاوي للعدسة المدمجة. يمكن مقارنة ذلك مع معادلة عدسة شوارزشيلد القياسية.<ref name="Schneider" />

<math>
\theta_S = \theta_I - \frac{\theta_E^2}{\theta_I}
</math>

==انظر أيضًا==
* [[العدسة الواسعة]]
* [[العدسة القياسية]]

== المراجع ==
{{مراجع}}

{{شريط بوابات|علم الفلك|الفيزياء|علم الكون}}

[[تصنيف:تأثيرات الجاذبية]]
[[تصنيف:زمكان]]
[[تصنيف:عدسة الجاذبية]]
[[تصنيف:نظرية النسبية]]

عدسة مدمجة - تاريخ المراجعة

عبد العزيز: بوت: إصلاح التحويلات