Gravitatsion linza — bu katta massali obyekt (sayyora, yulduz, galaktika, galaktikalar to‘dasi, qorong‘i materiya to‘planmasi), o‘z gravitatsion maydoni orqali elektromagnit nurlanishning tarqalish yo‘nalishini o‘zgartiradigan jismdir. U oddiy linza yorug‘lik nuri yo‘nalishini og‘dirganiga o‘xshash ta’sir ko‘rsatadi. Gravitatsiya ta’sirida yorug‘likning egilishi hodisasi umumiy nisbiylik nazariyasida (UNN) A. Eynshteyn tomonidan oldindan bashorat qilingan, gravitatsion linzalarning kashf etilishi esa UNNning tasdiqlaridan biri bo‘lgan.

Odatda, orqa fondagi obyekt tasvirini sezilarli darajada buzishga qodir gravitatsion linzalar massaning juda katta to‘planmalaridan, ya’ni galaktikalar va galaktikalar to‘dalaridan iborat bo‘ladi. Nisbatan ixcham obyektlar, masalan, yulduzlar ham yorug‘lik nurlarini og‘diradi, biroq burchak shu qadar kichikki, aksariyat hollarda bunday og‘ishni qayd etib bo‘lmaydi. Bunday vaziyatda, odatda, linza Yer bilan orqa fondagi obyekt orasidan o‘tayotgan paytda obyekt yorqinligining qisqa muddatli ortishini payqash mumkin. Linza vazifasini bajaruvchi obyekt yorqin bo‘lsa, bu o‘zgarishni aniqlash deyarli imkonsiz. Agar u xira yoki butunlay ko‘rinmas bo‘lsa, bunday qisqa muddatli chaqnashni kuzatish mumkin. Bunday hodisalar mikrolinzalanish deb ataladi. Bunda asosiy qiziqish linzalanish jarayonining o‘zida emas, balki boshqa hech qanday usul bilan ko‘rib bo‘lmaydigan katta massali materiya to‘planmalarini aniqlash imkoniyatidadir.

Mikrolinzalanishni o‘rganishning yana bir yo‘nalishi — kaustikalardan foydalanib, linza vazifasini bajaruvchi obyekt va uning fokuslayotgan yorug‘lik manbasi haqida ma’lumot olish g‘oyasidir. Mikrolinzalanish hodisalarining aksariyati ikkala jism ham sharsimon degan taxminga mos keladi. Biroq barcha holatlarning 2—3 % ida yorqinlik egri chizig‘i murakkab bo‘lib, unda qo‘shimcha qisqa cho‘qqilar kuzatiladi; bu linzalangan tasvirlarda kaustikalar hosil bo‘lishidan dalolat beradi. Bunday holat linza noto‘g‘ri shaklga ega bo‘lganda, masalan, ikki yoki undan ortiq qorong‘i va katta massali jismlardan tashkil topganda yuz berishi mumkin. Bunday hodisalarni kuzatish, shubhasiz, qorong‘i ixcham obyektlar tabiatini o‘rganishda muhimdir. Kaustikalarni o‘rganish orqali qo‘shaloq linza parametrlarini muvaffaqiyatli aniqlashga OGLE-2002-BLG-069 mikrolinzalanish hodisasi misol bo‘la oladi. Bundan tashqari, kaustik mikrolinzalanishdan manbaning geometrik shaklini aniqlash yoki orqa fondagi kengaygan obyekt yorqinligining taqsimlanish profilini, xususan, gigant yulduzlar atmosferasini o‘rganishda foydalanish taklif etilgan.

Oddiy optik linzadan farqli ravishda, gravitatsion linza o‘z markaziga eng yaqin o‘tadigan yorug‘likni eng kuchli, markazdan eng uzoq o‘tadigan yorug‘likni esa eng kuchsiz egadi. Demak, gravitatsion linzaning bitta fokuslash nuqtasi yo‘q, ammo fokus chizig‘i mavjud. Gravitatsiya ta’sirida yorug‘likning og‘ishini anglatuvchi «linza» atamasini birinchi bo‘lib Oliver Lodj qo‘llagan. U «Quyoshning gravitatsion maydoni linzadek ishlaydi, deb aytish noto‘g‘ri, chunki unda fokus masofasi yo‘q», deb ta’kidlagan. Agar yorug‘lik manbasi, linza bo‘lib xizmat qilayotgan katta massali obyekt va kuzatuvchi bir to‘g‘ri chiziqda joylashsa, yorug‘lik manbasi katta massali obyekt atrofidagi halqa ko‘rinishida ko‘rinadi. Jismlarning o‘zaro joylashuvi to‘g‘ri chiziqdan og‘sa, kuzatuvchi yoyning faqat bir qismini ko‘ra oladi. Bu hodisa ilk bor leningradlik fizik Orest Danilovich Xvolson tomonidan 1924-yilda tilga olingan, sonli baholashlarni esa Albert Eynshteyn 1936-yilda amalga oshirgan. Adabiyotlarda bu hodisa odatda Eynshteyn halqasi deb ataladi, chunki Xvolson ko‘rinadigan halqaning na yorqinligini, na radiusini hisoblagan. Umumiyroq holda, gravitatsion linzalanish hodisasini sharsimon simmetriyaga ega bo‘lmagan jismlar tizimi (galaktikalar guruhi yoki galaktikalar to‘dasi) keltirib chiqarsa, kuzatuvchi yorug‘lik manbasini linza atrofida joylashgan yoy qismlari ko‘rinishida ko‘radi. Bunday vaziyatda u bitta obyektning egilgan va bir necha nusxaga ajralgan tasvirlarini kuzata oladi. Ularning soni va shakli yorug‘lik manbasi (obyekt), linza hamda kuzatuvchining o‘zaro joylashuviga, shuningdek, linzalovchi obyekt hosil qiladigan gravitatsion potensial o‘raning shakliga bog‘liq.

Gravitatsion linzalanishning uchta turi mavjud:

1. Kuchli gravitatsion linzalanish — Eynshteyn halqasi, yoylar va bir nechta tasvirning paydo bo‘lishi kabi oson farqlanadigan buzilishlarni keltirib chiqaradi.
2. Kuchsiz gravitatsion linzalanish — linza ortida joylashgan obyekt (bundan keyin — fon obyekti) tasvirida faqat kichik buzilishlar hosil qiladi. Bu buzilishlarni faqat ko‘plab fon obyektlari statistik tahlil qilingandan keyin aniqlash mumkin; shu yo‘l bilan ularning tasvirlaridagi kichik, bir-biriga mos buzilish topiladi. Linzalanish tasvirning linza markaziga yo‘nalishga perpendikulyar ravishda biroz cho‘zilishida namoyon bo‘ladi. Uzoqdagi ko‘plab fon galaktikalarining shakli va yo‘nalishini o‘rganib, istalgan sohadagi linzalanish maydonini o‘lchash mumkin. Bu ma’lumotlardan, o‘z navbatida, fazoning mazkur qismida massa qanday taqsimlanganini qayta tiklash uchun foydalaniladi. Xususan, shu usul bilan qorong‘i materiyaning taqsimlanishini tekshirish mumkin. Galaktikalarning o‘zi ham elliptik shaklga ega bo‘lgani va kuchsiz linzalanish natijasidagi buzilishlar juda kichik bo‘lgani sababli, bu usulni qo‘llash uchun ko‘plab fon galaktikalarini kuzatish zarur. Bunday kuzatuvlarda muntazam xatolikning ko‘plab manbalari: galaktikalarning tabiiy shakli, yorug‘likka sezgir matritsaning fazoviy javob funksiyasi, atmosferadagi buzilishlar va hokazolar puxta hisobga olinishi kerak. Bu tadqiqot natijalari kosmologik parametrlarni baholash, Lambda-CDM modelini yaxshiroq tushunish va rivojlantirish, shuningdek, boshqa kosmologik kuzatuvlar bilan muvofiqligini tekshirish uchun muhimdir.
3. Mikrolinzalanish natijasida shaklning kuzatiladigan buzilishi yuz bermaydi, biroq kuzatuvchiga fon obyektidan yetib keladigan yorug‘lik miqdori vaqtincha ortadi. Linza vazifasini Somon yo‘lining yulduzlari va ularning sayyoralari bajarishi, yorug‘lik manbasi esa uzoq galaktikalar yulduzlari yoki kvazarlar bo‘lishi mumkin. Dastlabki ikki holatdan farqli ravishda, mikrolinzalanishda kuzatiladigan manzaraning o‘zgarishi soniyalardan yuzlab kungacha davom etadi. Mikrolinzalanish Galaktikadagi massasi yulduzlarnikiga yaqin bo‘lgan xira obyektlar (masalan, oq mittilar) sonini baholash imkonini beradi; bunday obyektlar qorong‘i materiyaning barion tarkibiy qismiga ma’lum hissa qo‘shishi mumkin. Bundan tashqari, mikrolinzalanish ekzosayyoralarni aniqlash usullaridan biri bo‘lib, ularni izlashda qo‘llanadi.

Gravitatsion linzalanish elektromagnit nurlanishning barcha turlariga bir xil ta’sir qiladi, faqat ko‘rinadigan yorug‘likka emas. Yuqorida tasvirlangan galaktikalar kuzatuvlaridan tashqari, kuchsiz linzalanishni uning kosmik mikroto‘lqinli fon nurlanishiga ta’siri orqali ham o‘rganish mumkin. Kuchli linzalanish radio va rentgen diapazonlarida ham kuzatilgan.

Kuchli gravitatsion linzalanish holatida fon obyektining bir nechta tasviri kuzatilsa, manbadan turli yo‘llar orqali keladigan yorug‘lik kuzatuvchiga turli vaqtlarda yetib keladi. Bu kechikishni (masalan, yorqinligi o‘zgarib turadigan fon kvazari uchun) o‘lchash ko‘rish chizig‘i bo‘ylab massaning taqsimlanishini baholash imkonini beradi.

Ilgari gravitatsion linzalarning aksariyati tasodifan aniqlangan. Shimoliy yarimsharda gravitatsion linzalarni izlash dasturi (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS) Very Large Array radioteleskopi yordamida Nyu-Meksikoda olib borilib, 22 ta yangi linzalash tizimini aniqlash imkonini bergan. Bu juda uzoq obyektlarni izlashdan tortib, Koinotni yaxshiroq anglash uchun kosmologik parametrlar qiymatini aniqlashgacha bo‘lgan tadqiqotlar uchun yangi imkoniyatlar ochgan.^{[manba 3442 kundan beri ko‘rsatilmagan]}

Janubiy yarimsharda ham shunday tadqiqot o‘tkazish shimoliy yarimshardagi izlanishlarni yakunlash sari katta qadam bo‘lardi va o‘rganish uchun yangi obyektlarni aniqlashga yordam berardi. Agar tadqiqot yaxshi kalibrlangan va aniq sozlangan asboblarda amalga oshirilsa, shimoliy yarimshardagi tadqiqotga o‘xshash natijalar kutilishi mumkin. Bunga Avstraliyadagi ATKA radiointerferometri asosida ishlaydigan AT20G teleskopi olgan ma’lumotlar misol bo‘la oladi. Bu ma’lumotlar shimoliy yarimsharda ishlatilganiga o‘xshash, aniq o‘lchovchi qurilmada olingani sababli yaxshi natijalar kutish mumkin. AT20G elektromagnit spektrning radioto‘lqinli qismida 20 GGs gacha chastotada ishlaydi. Chastota yuqori bo‘lgani sayin gravitatsion linzalarni topish imkoniyati ortadi, chunki kichik o‘lchamli tayanch obyektlar (masalan, kvazarlar) soni ko‘payadi. Bu muhim, chunki sodda obyektlar misolida linzani aniqlash osonroq. Qidiruvda interferometrik usullar yordamida nomzod obyektlar aniqlanadi va ular yuqori ajrata olish qobiliyati bilan kuzatiladi. Loyihaning to‘liq tavsifi hozir nashrga tayyorlanmoqda.^{[manba 3442 kundan beri ko‘rsatilmagan]}

Astronomlar Maks Plank nomidagi ilmiy tadqiqot jamiyatida o‘sha paytda gravitatsion linzalanish kuzatilgan eng olis galaktikani (J1000+0221^[ingl.]) «Xabbl» teleskopi NASA yordamida aniqlagan. Hozircha bu galaktika tasvirni to‘rtga ajratuvchi eng olis galaktika bo‘lib qolmoqda. Biroq xalqaro astronomlar guruhi «Xabbl» teleskopi va Kek rasadxonasi teleskopi yordamida spektroskopik usullar bilan tasvirni ikkiga ajratuvchi undan ham olis galaktikani aniqlagan. IRC 0218^[ingl.] linzasining kashf etilishi va tahlili Astrophysical Journal Letters 23-iyun, 2014-yilda e’lon qilingan.^{[manba 3442 kundan beri ko‘rsatilmagan]}

Gravitatsion linzani oddiy linza sifatida tasavvur qilish mumkin, biroq bunda sindirish ko‘rsatkichi joylashuvga bog‘liq bo‘ladi. Shunda barcha modellar uchun umumiy tenglamani quyidagicha yozish mumkin:

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

bu yerda η — manbaning koordinatasi, ξ — linza markazidan sinish nuqtasigacha bo‘lgan masofa (nishonga olish parametri) linza tekisligida, D_s, D_d — mos ravishda kuzatuvchidan manba va linzagacha bo‘lgan masofalar, D_ds — linza bilan manba orasidagi masofa, α — quyidagi formula bo‘yicha hisoblanadigan og‘ish burchagi

${\displaystyle \alpha =\frac{4G}{c}{\int }_{R^2}\frac{({\xi }_i-{\xi }^{\prime })\mathrm{\Sigma }(\xi )}{|{\xi }_i-{\xi }^{\prime }{|}^2},}$

bu yerda Σ — nur bo‘ylab «sirpanib» o‘tadigan sirt zichligi. Agar linza tekisligidagi xarakterli uzunlik ξ₀, manba tekisligidagi unga mos qiymat esa η₀ = ξ₀D_s/D_l deb belgilansa va mos o‘lchamsiz vektorlar x = ξ/ξ₀ va y = η/η₀ kiritilsa, linza tenglamasini quyidagi ko‘rinishda yozish mumkin^{[aniqlashtirish]}:

${\displaystyle y=x-\mathrm{\nabla }\psi (x)=\mathrm{\nabla }(\frac{1}{2}{x}^2-\psi (x)).}$

Agar ${\displaystyle \varphi (x,y)=\frac{(x-y{)}^2}{2}-\psi (x),}$ Ferma potensiali deb ataluvchi funksiya kiritilsa, tenglamani quyidagicha yozish mumkin:

${\displaystyle \mathrm{\nabla }\varphi (x,y)=0.}$

Tasvirlar orasidagi vaqt kechikishini ham Ferma potensiali orqali ifodalash odat tusiga kirgan:

${\displaystyle T(x,y)=\frac{1}{c}{\xi }_0^2\frac{D_s}{D_l{D}_{ls}}(1+z_l)|\varphi (x_i,y)-\varphi (x_j,y)|.}$

Ba’zan masshtab sifatida ξ₀ = D_l ni tanlash qulay, bunda x va y — mos ravishda tasvir va manbaning burchak koordinatalaridir.

• Zaxarov A. F. Gravitatsion linzalar va mikrolinzalar. — M.: Yanus-K, 1997. — ISBN 5-88929-037-1.
• Chernin A. D. Kosmik illyuziyalar va saroblar // Kvant. — 1988. — № 7. — 15—22-betlar.
• Surdin V. G. Gravitatsion linza // KRUGOSVET ensiklopediyasi.
• Blendford va Narayan; Narayan, R. Gravitatsion linzalanishning kosmologik qo‘llanilishi (ingl.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[ingl.]. — 1992. — 30-jild, 1-son. — 311—358-betlar. — doi:10.1146/annurev.aa.30.090192.001523. — Bibcode:1992ARA&A..30..311B.
• Matias Bartelman; Peter Shnayder. Kuchsiz gravitatsion linzalanish. — 2000. — 17-avgust. Arxivlangan 26 2007-yil fevral oyida.
• Xavinson, Dmitriy; Noymann, Jenevra. Algebraning asosiy teoremasidan astrofizikagacha: «uyg‘un» yo‘l (ingl.) // Notices of the AMS : jurnal. — 55-jild, 6-son. — 666—675-betlar..
• Petters, Arli O.; Levin, Xarold; Vambsgans, Yoaxim. Singulyarlik nazariyasi va gravitatsion linzalanish (ingl.). — Birkhäuser^[ingl.], 2001. — Jild. 21. — (Matematik fizikadagi taraqqiyot).

• Gravitatsion linza // Astronet
• Cherepashchuk A. M.. Gravitatsion mikrolinzalanish va yashirin massa muammosi
• Xvolson, O. Xayoliy qo‘shaloq yulduzlarning mumkin bo‘lgan bir shakli haqida (ingl.) // Astronomische Nachrichten : jurnal. — Wiley-VCH, 1924. — 221-jild, 20-son. — 329—330-betlar. — doi:10.1002/asna.19242212003. — Bibcode:1924AN....221..329C.
• Eynshteyn, Albert. Gravitatsion maydonda yorug‘likning og‘ishi tufayli yulduzning linzaga o‘xshash ta’siri (ingl.) // Science : jurnal. — 1936. — 84-jild, 2188-son. — 506—507-betlar. — doi:10.1126/science.84.2188.506. — Bibcode:1936Sci....84..506E. — PMID 17769014. — JSTOR 1663250.
• Renn, Yurgen; Tilman Zauer; Jon Shtaxel. Gravitatsion linzalanishning kelib chiqishi: Eynshteynning 1936-yilda Science jurnalida chop etilgan maqolasiga so‘ngso‘z (ingl.) // Science : jurnal. — 1997. — 275-jild, 5297-son. — 184—186-betlar. — doi:10.1126/science.275.5297.184. — Bibcode:1997Sci...275..184R. — PMID 8985006.