Lente gravitacional

Una fuente de luz pasa detrás de un lente gravitacional (masa de punto invisible colocada en el centro de la imagen). El círculo acuático es la fuente de luz como se vería si no hubiera lente, mientras que los puntos blancos son las múltiples imágenes de la fuente (ver anillo de Einstein).

Una lente gravitatoria es una distribución de materia (como un cúmulo de galaxias) entre una fuente de luz distante y un observador que es capaz de desviar la luz de la fuente a medida que la luz viaja hacia el observador. Este efecto se conoce como lente gravitacional, y la cantidad de flexión es una de las predicciones de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein. Al tratar la luz como corpúsculos que viajan a la velocidad de la luz, la física newtoniana también predice la curvatura de la luz, pero solo la mitad de lo que predice la relatividad general.

Aunque Einstein realizó cálculos no publicados sobre el tema en 1912, generalmente se atribuye a Orest Khvolson (1924) y Frantisek Link (1936) ser los primeros en discutir el efecto en forma impresa. Sin embargo, este efecto se asocia más comúnmente con Einstein, quien publicó un artículo sobre el tema en 1936.

Fritz Zwicky postuló en 1937 que el efecto podría permitir que los cúmulos de galaxias actuaran como lentes gravitacionales. No fue hasta 1979 que este efecto fue confirmado por la observación del Twin QSO SBS 0957+561.

Descripción

A diferencia de una lente óptica, una lente gravitatoria puntual produce una desviación máxima de la luz que pasa más cerca de su centro y una desviación mínima de la luz que viaja más lejos de su centro. En consecuencia, una lente gravitacional no tiene un único punto focal, sino una línea focal. El término "lente" en el contexto de la desviación gravitacional de la luz fue utilizado por primera vez por O.J. Lodge, quien señaló que 'no está permitido decir que el campo gravitatorio solar actúa como una lente, porque no tiene distancia focal'. Si la fuente (de luz), el objeto de lente masiva y el observador se encuentran en línea recta, la fuente de luz original aparecerá como un anillo alrededor del objeto de lente masiva (siempre que la lente tenga simetría circular). Si hay alguna desalineación, el observador verá un segmento de arco en su lugar.

Este fenómeno fue mencionado por primera vez en 1924 por el físico de San Petersburgo Orest Khvolson, y Albert Einstein lo cuantificó en 1936. Generalmente se lo denomina en la literatura como un anillo de Einstein, ya que Khvolson no se preocupó por el flujo o radio de la imagen del anillo. Más comúnmente, donde la masa de la lente es compleja (como un grupo o cúmulo de galaxias) y no causa una distorsión esférica del espacio-tiempo, la fuente parecerá arcos parciales dispersos alrededor de la lente. El observador puede entonces ver múltiples imágenes distorsionadas de la misma fuente; el número y la forma de estos dependen de las posiciones relativas de la fuente, la lente y el observador, y la forma del pozo gravitatorio del objeto de la lente.

Hay tres clases de lentes gravitacionales:

Lente fuerte

Donde hay distorsiones fácilmente visibles como la formación de anillos de Einstein, arcos y múltiples imágenes. A pesar de ser considerado "fuerte", el efecto es en general relativamente pequeño, tal que incluso una galaxia con una masa más de 100 mil millones de veces que del Sol producirá múltiples imágenes separadas por sólo unos pocos segundos. Los clusters Galaxy pueden producir separaciones de varios minutos. En ambos casos las galaxias y las fuentes son bastante distantes, muchos cientos de megaparsecs lejos de nuestra galaxia.

Lente débil

Donde las distorsiones de las fuentes de fondo son mucho más pequeñas y sólo pueden ser detectadas analizando un gran número de fuentes de manera estadística para encontrar distorsiones coherentes de sólo un pequeño porcentaje. La lente muestra estadísticamente como un estiramiento preferido de los objetos de fondo perpendicular a la dirección al centro de la lente. Mediante la medición de las formas y orientaciones de grandes cantidades de galaxias distantes, sus orientaciones pueden ser promediadas para medir el revestimiento del campo de lentes en cualquier región. Esto, a su vez, se puede utilizar para reconstruir la distribución masiva en la zona: en particular, se puede reconstruir la distribución de fondo de materia oscura. Dado que las galaxias son intrínsecamente elípticas y la débil señal de lente gravitacional es pequeña, hay que utilizar un gran número de galaxias en estas encuestas. Estas encuestas de lentes débiles deben evitar cuidadosamente una serie de fuentes importantes de error sistemático: la forma intrínseca de las galaxias, la tendencia de la función de diseminación de puntos de una cámara para distorsionar la forma de una galaxia y la tendencia de ver a la atmósfera distorsionar las imágenes debe ser entendida y cuidadosamente contabilizada. Los resultados de estas encuestas son importantes para la estimación del parámetro cosmológico, para comprender y mejorar mejor el modelo Lambda-CDM, y para proporcionar un control de consistencia en otras observaciones cosmológicas. También pueden proporcionar una importante limitación futura sobre la energía oscura.

Microlensing

Donde no se puede ver ninguna distorsión en forma pero la cantidad de luz recibida de un objeto de fondo cambia en el tiempo. El objeto de lentes puede ser estrellas en la Vía Láctea en un caso típico, con la fuente de fondo siendo estrellas en una galaxia remota, o, en otro caso, un quasar aún más distante. En casos extremos, una estrella en una galaxia distante puede actuar como microlens y magnificar otra estrella mucho más lejos. El primer ejemplo de esto fue la estrella MACS J1149 Lensed Star 1 (también conocida como Icarus), gracias al impulso en el flujo debido al efecto microlenguaje.

Las lentes gravitatorias actúan por igual en todo tipo de radiación electromagnética, no solo en la luz visible, y también en la radiación no electromagnética, como las ondas gravitacionales. Se están estudiando los efectos de lentes débiles para el fondo cósmico de microondas, así como para estudios de galaxias. También se han observado lentes fuertes en regímenes de radio y rayos X. Si una lente fuerte produce múltiples imágenes, habrá un retraso de tiempo relativo entre dos caminos: es decir, en una imagen, el objeto de la lente se observará antes que la otra imagen.

Historia

Una de las fotografías de Eddington del experimento del eclipse solar de 1919, presentado en su papel de 1920 anunciando su éxito

Henry Cavendish en 1784 (en un manuscrito inédito) y Johann Georg von Soldner en 1801 (publicado en 1804) habían señalado que la gravedad newtoniana predice que la luz de las estrellas se curvará alrededor de un objeto masivo como ya había supuesto Isaac Newton en 1704 en sus Queries No.1 en su libro Opticks. Einstein calculó el mismo valor que el de Soldner en 1911 basándose únicamente en el principio de equivalencia. Sin embargo, Einstein notó en 1915, en el proceso de completar la relatividad general, que su resultado de 1911 (y por lo tanto el de Soldner) es solo la mitad del valor correcto. Einstein se convirtió en el primero en calcular el valor correcto para la flexión de la luz.

La primera observación de la desviación de la luz se realizó observando el cambio de posición de las estrellas cuando pasaban cerca del Sol en la esfera celeste. Las observaciones fueron realizadas en 1919 por Arthur Eddington, Frank Watson Dyson y sus colaboradores durante el eclipse solar total del 29 de mayo. El eclipse solar permitió observar las estrellas cercanas al Sol. Las observaciones se realizaron simultáneamente en las ciudades de Sobral, Ceará, Brasil y en Santo Tomé y Príncipe en la costa oeste de África. Las observaciones demostraron que la luz de las estrellas que pasaban cerca del Sol estaba ligeramente desviada, de modo que las estrellas aparecían ligeramente fuera de posición.

Bending light around a massive object from a distant source. Las flechas naranjas muestran la posición aparente de la fuente de fondo. Las flechas blancas muestran el camino de la luz desde la verdadera posición de la fuente.

En la formación conocida como la Cruz de Einstein, cuatro imágenes del mismo quasar distante aparecen alrededor de una galaxia terrestre debido a la fuerte lente gravitacional.

El resultado fue considerado una noticia espectacular y llegó a la portada de la mayoría de los periódicos más importantes. Hizo mundialmente famoso a Einstein y su teoría de la relatividad general. Cuando su asistente le preguntó cuál habría sido su reacción si Eddington y Dyson no hubieran confirmado la relatividad general en 1919, Einstein dijo: "Entonces sentiría pena por el querido Señor". La teoría es correcta de todos modos." En 1912, Einstein había especulado que un observador podría ver múltiples imágenes de una sola fuente de luz, si la luz se desviara alrededor de una masa. Este efecto haría que la masa actuara como una especie de lente gravitacional. Sin embargo, como solo consideró el efecto de la desviación alrededor de una sola estrella, pareció concluir que era poco probable que se observara el fenómeno en el futuro previsible, ya que las alineaciones necesarias entre las estrellas y el observador serían muy improbables. Varios otros físicos también especularon sobre las lentes gravitacionales, pero todos llegaron a la misma conclusión de que sería casi imposible de observar.

Aunque Einstein hizo cálculos inéditos sobre el tema, la primera discusión impresa sobre la lente gravitatoria fue de Khvolson, en un breve artículo sobre el "efecto halo" de la gravitación cuando la fuente, la lente y el observador están en una alineación casi perfecta, lo que ahora se conoce como el anillo de Einstein.

En 1936, después de que Rudi W. Mandl lo instara, Einstein publicó a regañadientes el breve artículo "Acción similar a una lente de una estrella por la desviación de la luz en el campo gravitatorio" en la revista Science.

En 1937, Fritz Zwicky consideró por primera vez el caso en el que las galaxias recién descubiertas (que en ese momento se llamaban 'nebulosas') podrían actuar como fuente y lente, y eso, debido a la masa y el tamaño involucrados, era mucho más probable que se observara el efecto.

En 1963 Yu. G. Klimov, S. Liebes y Sjur Refsdal reconocieron de forma independiente que los cuásares son una fuente de luz ideal para el efecto de lente gravitacional.

No fue hasta 1979 que se descubrió la primera lente gravitacional. Se hizo conocido como el "Twin QSO" ya que inicialmente parecían dos objetos cuasiestelares idénticos. (Oficialmente se llama SBS 0957+561.) Esta lente gravitatoria fue descubierta por Dennis Walsh, Bob Carswell y Ray Weymann utilizando el telescopio de 2,1 metros del Observatorio Nacional Kitt Peak.

En la década de 1980, los astrónomos se dieron cuenta de que la combinación de lectores de imágenes CCD y computadoras permitiría medir el brillo de millones de estrellas cada noche. En un campo denso, como el centro galáctico o las nubes de Magallanes, se podrían encontrar potencialmente muchos eventos de microlente por año. Esto condujo a esfuerzos como el Experimento de lente gravitacional óptica, o OGLE, que ha caracterizado cientos de eventos de este tipo, incluidos los de OGLE-2016-BLG-1190Lb y OGLE-2016-BLG-1195Lb.

Explicación en términos de curvatura del espacio-tiempo

Lente gravitacional simulada (agujero negro que pasa delante de una galaxia de fondo).

En la relatividad general, la luz sigue la curvatura del espacio-tiempo, por lo tanto, cuando la luz pasa alrededor de un objeto masivo, se dobla. Esto significa que la luz de un objeto del otro lado se desviará hacia el ojo del observador, como una lente normal. En la relatividad general, la velocidad de la luz depende del potencial gravitacional (es decir, la métrica) y esta flexión puede verse como una consecuencia de que la luz viaja a lo largo de un gradiente en la velocidad de la luz. Los rayos de luz son el límite entre el futuro, el espacio y las regiones pasadas. La atracción gravitatoria puede verse como el movimiento de objetos imperturbados en una geometría curva de fondo o, alternativamente, como la respuesta de los objetos a una fuerza en una geometría plana. El ángulo de desviación es:

${displaystyle theta {fnK}$

hacia la masa M a una distancia r de la radiación afectada, donde G es la constante universal de gravitación y c es la velocidad de la luz en el vacío.

Desde el radio Schwarzschild ${displaystyle r_{text{s}}$ se define como ${displaystyle {fnK}={2Gm}/{c^{2}}$ y velocidad de escape ${displaystyle v_{text{e}}$ se define como ${beta}=beta - ¿Qué?$, esto también se puede expresar en forma sencilla

${displaystyle theta =2{frac {text{s} {}}=2left({frac {frac} {f} {f}}}} {f}}}=2fnfnhfnf} {V_{text{e}} {c}right)}{2}=2beta ¿Qué?$

Buscar lentes gravitacionales

Esta imagen del telescopio espacial Hubble NASA/ESA muestra el cluster de galaxias MACS J1206.

La mayoría de las lentes gravitatorias del pasado se han descubierto accidentalmente. Una búsqueda de lentes gravitacionales en el hemisferio norte (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), realizada en frecuencias de radio utilizando el Very Large Array (VLA) en Nuevo México, condujo al descubrimiento de 22 nuevos sistemas de lentes, un hito importante. Esto ha abierto una vía completamente nueva para la investigación que va desde encontrar objetos muy distantes hasta encontrar valores para parámetros cosmológicos para que podamos comprender mejor el universo.

Una búsqueda similar en el hemisferio sur sería un muy buen paso para complementar la búsqueda en el hemisferio norte, así como para obtener otros objetivos de estudio. Si dicha búsqueda se realiza utilizando instrumentos y datos bien calibrados y parametrizados, se puede esperar un resultado similar al del estudio del norte. El uso de los datos de la encuesta de Australia Telescope 20 GHz (AT20G) recopilados con Australia Telescope Compact Array (ATCA) es una recopilación de datos de este tipo. Como los datos se recopilaron utilizando el mismo instrumento manteniendo una calidad de datos muy estricta, deberíamos esperar obtener buenos resultados de la búsqueda. La encuesta AT20G es una encuesta ciega a una frecuencia de 20 GHz en el dominio de radio del espectro electromagnético. Debido a la alta frecuencia utilizada, las posibilidades de encontrar lentes gravitacionales aumentan a medida que aumenta el número relativo de objetos centrales compactos (por ejemplo, cuásares) (Sadler et al. 2006). Esto es importante ya que la lente es más fácil de detectar e identificar en objetos simples en comparación con objetos con complejidad. Esta búsqueda implica el uso de métodos interferométricos para identificar candidatos y realizar un seguimiento a mayor resolución para identificarlos. El detalle completo del proyecto se encuentra actualmente en proceso de publicación.

Galaxy cluster SDSS J0915+3826 ayuda a los astrónomos a estudiar la formación estelar en galaxias.

Se han utilizado técnicas de microlente para buscar planetas fuera de nuestro sistema solar. Un análisis estadístico de casos específicos de microlentes observados durante el período de tiempo de 2002 a 2007 encontró que la mayoría de las estrellas en la galaxia de la Vía Láctea albergaban al menos un planeta en órbita dentro de 0,5 a 10 AU.

En 2009, se utilizó una lente gravitacional débil para extender la relación masa-rayos-X-luminosidad a estructuras más antiguas y pequeñas de lo que antes era posible para mejorar las mediciones de galaxias distantes.

En 2013, la galaxia de lente gravitacional más distante, J1000+0221, se había encontrado utilizando el telescopio espacial Hubble de la NASA. Si bien sigue siendo la galaxia con lentes de cuatro imágenes más distante conocida, un equipo internacional de astrónomos descubrió posteriormente una galaxia con lentes de dos imágenes aún más distante utilizando una combinación de imágenes y espectroscopia del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck. El descubrimiento y análisis de la lente IRC 0218 se publicó en Astrophysical Journal Letters el 23 de junio de 2014.

La investigación publicada el 30 de septiembre de 2013 en la edición en línea de Physical Review Letters, dirigida por la Universidad McGill en Montreal, Québec, Canadá, ha descubierto los modos B, que se forman debido a lentes gravitacionales. efecto, utilizando el Telescopio del Polo Sur de la Fundación Nacional de Ciencias y con la ayuda del observatorio espacial Herschel. Este descubrimiento abriría las posibilidades de probar las teorías de cómo se originó nuestro universo.

Abell 2744 cúmulo de galaxias - galaxias extremadamente distantes reveladas por lentes gravitacionales (16 de octubre de 2014).

Lente gravitacional solar

Albert Einstein predijo en 1936 que los rayos de luz de la misma dirección que bordean los bordes del Sol convergerían en un punto focal aproximadamente a 542 UA del Sol. Por lo tanto, una sonda colocada a esta distancia (o mayor) del Sol podría usar el Sol como lente gravitacional para ampliar objetos distantes en el lado opuesto del Sol. La ubicación de una sonda podría cambiar según sea necesario para seleccionar diferentes objetivos en relación con el Sol.

Esta distancia está mucho más allá del progreso y las capacidades de equipamiento de sondas espaciales como la Voyager 1, y más allá de los planetas y planetas enanos conocidos, aunque durante miles de años 90377 Sedna se alejará más en su órbita muy elíptica. La alta ganancia para detectar potencialmente señales a través de esta lente, como microondas en la línea de hidrógeno de 21 cm, llevó a Frank Drake a sugerir en los primeros días de SETI que se podría enviar una sonda a esta distancia. En 1993 se propuso a la ESA una sonda polivalente SETISAIL y más tarde FOCAL, pero se espera que sea una tarea difícil. Si una sonda pasa 542 AU, las capacidades de aumento de la lente continuarán actuando a distancias más lejanas, ya que los rayos que se enfocan a distancias más grandes se alejan más de las distorsiones de la corona solar. Landis criticó el concepto y discutió temas que incluyen la interferencia de la corona solar, la gran ampliación del objetivo, que dificultará el diseño del plano focal de la misión, y un análisis de la aberración esférica inherente de la lente..

En 2020, el físico de la NASA Slava Turyshev presentó su idea de Espectroscopía y generación de imágenes multipíxel directas de un exoplaneta con una misión de lente gravitacional solar. La lente podría reconstruir la imagen del exoplaneta con una resolución de superficie de una escala de ~25 km, suficiente para ver las características de la superficie y los signos de habitabilidad.

Medición de lentes débiles

Grupo Galaxy MACS J2129-0741 y galaxia lente MACS2129-1.

Kaiser, Squires y Broadhurst (1995), Luppino & Kaiser (1997) y Hoekstra et al. (1998) prescribieron un método para invertir los efectos de la función de dispersión de puntos (PSF) smearing y shearing, recuperando un estimador de shear no contaminado por la distorsión sistemática de la PSF. Este método (KSB+) es el método más utilizado en mediciones de cizallamiento de lente débil.

Las galaxias tienen rotaciones e inclinaciones aleatorias. Como resultado, los efectos de cizallamiento en lentes débiles deben determinarse mediante orientaciones estadísticamente preferidas. La principal fuente de error en la medición de la lente se debe a la convolución de la PSF con la imagen de la lente. El método KSB mide la elipticidad de una imagen de galaxia. El cortante es proporcional a la elipticidad. Los objetos en las imágenes con lentes se parametrizan de acuerdo con sus momentos cuadripolares ponderados. Para una elipse perfecta, los momentos cuadripolares ponderados están relacionados con la elipticidad ponderada. KSB calcula cómo se relaciona una medida de elipticidad ponderada con el corte y utiliza el mismo formalismo para eliminar los efectos de la PSF.

Las principales ventajas de KSB son su facilidad matemática y su implementación relativamente simple. Sin embargo, KSB se basa en la suposición clave de que la PSF es circular con una distorsión anisotrópica. Esta es una suposición razonable para los levantamientos de cizallamiento cósmico, pero la próxima generación de levantamientos (por ejemplo, LSST) puede necesitar una precisión mucho mayor que la que puede proporcionar KSB.

Galería

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  Sunburst Arc galaxy.

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  Lente gravitacional Quasar.

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  En SDSS J0952+3434, la galaxia inferior en forma de arco tiene la forma característica de una galaxia que ha sido lentes gravitacionales.

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  Warped and distorted around SDSS J1050+0017.

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  Galaxy SPT0615-JD existió cuando el Universo tenía sólo 500 millones de años.

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  Lentes gravitacionales encontrados en los datos de la Encuesta de Legados DESI

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  Lentes gravitacionales encontrados en los datos de la Encuesta de Legados DESI

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  El fenómeno de lentes permite características tan pequeñas como cerca de 100 años luz o menos.

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  Mirar detalladamente un tipo de lente gravitacional Ia supernova iPTF16geu.

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  Imagen "Smiley" del cúmulo de galaxias (SDSS J1038+4849) & lente gravitacional (un anillo de Einstein) (HST).

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  Abell 1689 - efectos gravitatorios reales (Telescopio Espacial Hubble).

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  Distribución de materia oscura - lente gravitacional débil (Telescopio Espacial Hubble).

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  Lente gravitacional descubierto en redshift z = 1.53.

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  Gráfico de Lensing Gravitacional (8 de enero de 2020)

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  Hubble muestra el objeto de Hamilton

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  Ilustración de lentes graviacionales

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  Galaxias formadoras de estrellas lejanas gravitacionalmente.

Documentos históricos y referencias

• Khvolson, O (1924). "Über eine mögliche Form fiktiver Doppelsterne". Astronomische Nachrichten. 221 (20): 329–330. Bibcode:1924AN....221..329C. doi:10.1002/asna.19242212003.
• Einstein, Albert (1936). "Acción similar a la de una estrella por la desviación de la luz en el campo gravitacional". Ciencia. 84 (2188): 506-7. Bibcode:1936Sci....84..506E. doi:10.1126/science.84.2188.506. JSTOR 1663250. PMID 17769014. S2CID 38450435.
• Renn, Jürgen; Tilman Sauer; John Stachel (1997). "El Origen de la Lensing Gravitacional: Un Postscript al documento científico de Einstein de 1936". Ciencia. 275 (5297): 184–6. Bibcode:1997Sci...275..184R. doi:10.1126/science.275.5297.184. PMID 8985006. S2CID 43449111.