Geschichte

Bereits Newton machte sich Gedanken über die Lichtablenkung. Betrachtet man das Licht als klassisches Teilchen, welches der Gravitation unterliegt, so kann man eine Ablenkung beobachten, die von der Masse des ablenkenden Körpers, des Impaktparameters und der Geschwindigkeit des Lichtes abhängt (siehe Abbildung 1).

Figure 1: Klassische Lichtablenkung

John Mitchell berechnete bereits 1784 den Ablenkwinkel $\hat \alpha_N$ in der Newtonschen Theorie:

$$\hat \alpha_N = \frac{2 G M}{c^2 \xi}$$

Dabei ist $M$ die Masse des ablenkenden Körpers, $G$ die Gravitationskonstante und $\xi$ der Impaktparameter. Diese Gleichung gilt aber nur für große Impaktparameter, für die die Ablenkwinkel klein sind.

Etwas später machte sich Laplace Gedanken über die Gravitationskräfte von Körpern :
Die Gravitationskräfte eines Körpers können so groß werden, da§ kein Licht entkommen kann.

Damit dies eintreten kann, muss die Fluchtgeschwindigkeit beim Abstand $R$ vom Massenzentrum gleich der Lichtgeschwindigkeit sein:

$$v_e = \sqrt{\frac{2 G M}{R}} = c$$

Daraus erhält man den Schwarzschildradius $R_S$:

$$\rightarrow R_S = \frac{2 GM}{c^2}$$

In den folgenden Jahren gab es dann keine neuen Ideen zur Lichtablenkung, erst Einstein konnte mit Hilfe der Allgemeinen Relativitätstheorie den korrekten Wert für den Ablenkungswinkel berechnen, es stellte sich heraus, dass er genau doppelt so groß ist, wie der Newtonsche:

$$\hat \alpha_{AR} = \frac{4 GM}{c^2 \xi} , \qquad \hat\alpha << 1$$

FŸr den Sonnenrand ergibt sich ein Wert von 1.75Ò , der bei der berŸhmten Sonnenfinsternis von 1919 bestŠtigt werden sollte. In der Tat konnte die Ablenkung gemessen werden, später stellte sich allerdings heraus, dass die Messung durch Messfehler verfälscht wurde. Erst durch die Beobachtung von Radioquasaren am Sonnenrand, für die man keine Sonnenfinsternis benötigt, konnte der Wert bestätigt werden.

Einsteins Pessimismus:
ãKeine große Chance, dieses Phänomen beobachten zu könnenÒ Die Begründung für seinen Pessimismus ist darin zu suchen, dass er stellares Lensing betrachtete, bei denen die Winkelseparationenund die Wahrscheinlichkeit fŸr Ereignisse zu klein sind. Zwicki hingegen betrachtete andere Objekte, nämlich Galaxien. FŸr Galaxienlensing sollten die Winkelseparationen bis zu $10Ò$ groß sein können. Die Anzahl der Hintergrundgalaxien ist so groß (etwa 1/400 des Himmels ist mit Galaxien bedeckt), dass Lensing genügend häufig vorkommen sollte. In der Tat war das erste Lensingobjekt ein von einer Galaxie gelenster Quasar, dies gelang aber erst Jahre später.

In den 60ern erlebte das Lensing durch eine Reihe wichtiger Arbeiten ein Revival. Klimov veröffentlichte 1963 eine Arbeit über Galaxien-Galaxien-Lensing, Liebes betrachtete Punktmassen (etwa Sterne in der Milchstraße als Linsen fŸr Quellen in M31). Refsdal fand 1964, das die Laufzeitunterschiede bei mehreren Bildern eines Objektes abhŠngig von Massen und Distanzen sind. Somit gibt es einen weiteren unabhängigen Weg die Hubble-Konstante zu bestimmen.