Una lente gravitatoria es una distribución de materia (por ejemplo, un cúmulo de galaxias) entre una fuente de luz distante, que es capaz de desviar la radiación del satélite, pasando hacia el espectador y el observador. Este efecto se conoce como lente gravitacional, y la cantidad de flexión es una de las predicciones de Albert Einstein en relatividad general. La física clásica también habla de la curvatura de la luz, pero eso es solo la mitad de lo que habla la relatividad general.
Creador
Aunque Einstein realizó cálculos inéditos sobre este tema en 1912, generalmente se considera que Orest Chwolson (1924) y František Link (1936) fueron los primeros en articular el efecto de la lente gravitacional. Sin embargo, aún se le asocia más comúnmente con Einstein, quien publicó un artículo en 1936.
Confirmación de la teoría
Fritz Zwicky sugirió en 1937 que este efecto podría permitir que los cúmulos de galaxias actuaran como lentes gravitacionales. Solo en 1979, este fenómeno fue confirmado por la observación del cuásar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Descripción
A diferencia de una lente óptica, una lente gravitatoria produce la desviación máxima de la luz que pasa más cerca de su centro. Y la mínima de la que se extiende más allá. Por lo tanto, una lente gravitacional no tiene un solo punto focal, pero sí una línea. Este término en el contexto de la desviación de la luz fue utilizado por primera vez por O. J. Presentar. Señaló que "es inaceptable decir que la lente gravitatoria del sol actúa de esta manera, ya que la estrella no tiene una distancia focal".
Si la fuente, el objeto masivo y el observador se encuentran en línea recta, la fuente de luz aparecerá como un anillo alrededor de la materia. Si hay algún desplazamiento, solo se puede ver el segmento. Esta lente gravitacional fue mencionada por primera vez en 1924 en San Petersburgo por el físico Orest Khvolson y cuantitativamente desarrollada por Albert Einstein en 1936. Generalmente denominado en la literatura como anillos de Albert, ya que el primero no estaba relacionado con el flujo o el radio de la imagen.
La mayoría de las veces, cuando la masa de la lente es compleja (como un grupo de galaxias o un cúmulo) y no causa una distorsión esférica del espacio-tiempo, la fuente se parecerá aarcos parciales dispersos alrededor de la lente. El observador puede ver múltiples imágenes redimensionadas del mismo objeto. Su número y forma dependen de la posición relativa, así como de la simulación de lentes gravitacionales.
Tres clases
1. Lente fuerte.
Donde hay distorsiones fácilmente visibles, como la formación de anillos de Einstein, arcos e imágenes múltiples.
2. Lente débil.
Donde el cambio en las fuentes de fondo es mucho menor y solo puede detectarse mediante el análisis estadístico de una gran cantidad de objetos para encontrar solo un pequeño porcentaje de datos coherentes. La lente muestra estadísticamente cómo el estiramiento preferido de los materiales de fondo es perpendicular a la dirección hacia el centro. Al medir la forma y la orientación de un gran número de galaxias distantes, sus ubicaciones se pueden promediar para medir el cambio del campo de lente en cualquier región. Esto, a su vez, se puede utilizar para reconstruir la distribución de masa: en particular, se puede reconstruir la separación de fondo de la materia oscura. Dado que las galaxias son inherentemente elípticas y la débil señal de lente gravitatoria es pequeña, en estos estudios se debe utilizar un gran número de galaxias. Los datos de lentes débiles deben evitar cuidadosamente una serie de fuentes importantes de sesgo: la forma interna, la tendencia de la función de dispersión de puntos de la cámara a distorsionarse y la capacidad de la visión atmosférica para cambiar las imágenes.
Los resultados de estosLos estudios son importantes para evaluar lentes gravitacionales en el espacio para comprender mejor y mejorar el modelo Lambda-CDM y para proporcionar una verificación de coherencia en otras observaciones. También pueden proporcionar una importante restricción futura sobre la energía oscura.
3. Microlente.
Donde no se ve distorsión en la forma, pero la cantidad de luz recibida del objeto de fondo cambia con el tiempo. El objeto de la lente pueden ser estrellas en la Vía Láctea, y la fuente del fondo son bolas en una galaxia distante o, en otro caso, un cuásar aún más distante. El efecto es pequeño, de modo que incluso una galaxia con una masa superior a 100 mil millones de veces la del Sol produciría múltiples imágenes separadas por solo un par de segundos de arco. Los cúmulos galácticos pueden producir separaciones de minutos. En ambos casos, las fuentes están bastante lejos, a muchos cientos de megaparsecs de nuestro universo.
Retrasos de tiempo
Las lentes Gravity actúan por igual en todos los tipos de radiación electromagnética, no solo en la luz visible. Los efectos débiles se estudian tanto para el fondo cósmico de microondas como para estudios galácticos. También se observaron lentes fuertes en los modos de radio y rayos X. Si dicho objeto produce múltiples imágenes, habrá un retraso de tiempo relativo entre las dos rutas. Es decir, en una lente se observará antes la descripción que en la otra.
Tres tipos de objetos
1. Estrellas, restos, enanas marrones yplanetas.
Cuando un objeto en la Vía Láctea pasa entre la Tierra y una estrella distante, enfocará e intensificará la luz de fondo. Se han observado varios eventos de este tipo en la Gran Nube de Magallanes, un pequeño universo cerca de la Vía Láctea.
2. Galaxias.
Los planetas masivos también pueden actuar como lentes gravitacionales. La luz de una fuente detrás del universo se desvía y enfoca para crear imágenes.
3. Cúmulos de galaxias.
Un objeto masivo puede crear imágenes de un objeto distante que se encuentra detrás de él, generalmente en forma de arcos estirados: un sector del anillo de Einstein. Las lentes gravitacionales de racimo permiten observar luminarias que están demasiado lejos o son demasiado débiles para ser vistas. Y dado que mirar largas distancias significa mirar al pasado, la humanidad tiene acceso a información sobre el universo primitivo.
Lente de gravedad solar
Albert Einstein predijo en 1936 que los rayos de luz en la misma dirección que los bordes de la estrella principal convergerían en un foco a unas 542 AU. Entonces, una sonda tan lejos (o más) del Sol puede usarla como una lente gravitacional para ampliar objetos distantes en el lado opuesto. La ubicación de la sonda se puede cambiar según sea necesario para seleccionar diferentes objetivos.
Sonda Drake
Esta distancia está mucho más allá del avance y la capacidad del equipo de sonda espacial como la Voyager 1, y más allá de los planetas conocidos, aunque durante mileniosSedna avanzará más en su órbita altamente elíptica. La alta ganancia para detectar potencialmente señales a través de esta lente, como microondas en una línea de hidrógeno de 21 cm, llevó a Frank Drake a especular en los primeros días de SETI que se podría enviar una sonda tan lejos. El SETISAIL polivalente y posteriormente FOCAL fueron propuestos por la ESA en 1993.
Pero como era de esperar, esta es una tarea difícil. Si la sonda pasa las 542 UA, las capacidades de aumento del objetivo seguirán operando a distancias más largas, ya que los rayos que se enfocan a distancias más grandes se alejan más de la distorsión de la corona solar. Landis criticó este concepto y analizó cuestiones como la interferencia, la gran ampliación del objetivo que dificultaría el diseño del plano focal de la misión y el análisis de la propia aberración esférica de la lente.
