Lente de gravedad

Una lente gravitatoria  es un cuerpo masivo (un planeta , una estrella , una galaxia , un cúmulo de galaxias , un cúmulo de materia oscura ), que cambia la dirección de propagación de la radiación electromagnética con su campo gravitatorio , al igual que una lente ordinaria cambia la dirección de un haz de luz. El propio fenómeno de la curvatura del haz de luz bajo la influencia de la gravedad fue predicho por la teoría general de la relatividad (GR) de A. Einstein , y el descubrimiento de las lentes gravitatorias fue una de las confirmaciones de GR [1] [2] [3] [4] .

Como regla general, las lentes gravitatorias que pueden distorsionar significativamente la imagen de un objeto de fondo son concentraciones de masa bastante grandes: galaxias y cúmulos de galaxias. Los objetos más compactos, por ejemplo, las estrellas  , también desvían los rayos de luz, pero en ángulos tan pequeños que en la mayoría de los casos no es posible corregir tal desviación. En este caso, normalmente solo puede notar un breve aumento en el brillo del objeto de la lente en el momento en que la lente pasa entre la Tierra y el objeto de fondo. Si el objeto de la lente es brillante, es casi imposible notar tal cambio. Si el objeto de la lente no es brillante o no es visible en absoluto, es posible que se observe un destello de corta duración. Los eventos de este tipo se denominan microlente . El interés aquí no está relacionado con el proceso de lente en sí, sino con el hecho de que permite detectar acumulaciones de materia masivas e invisibles.

Otra área de investigación de las microlentes fue la idea de usar cáusticas para obtener información tanto sobre el objeto de la lente como sobre la fuente cuya luz enfoca. La gran mayoría de los eventos de microlente encajan bien con la suposición de que ambos cuerpos son esféricos. Sin embargo, en el 2-3 % de todos los casos, se observa una curva de brillo compleja, con picos cortos adicionales, lo que indica la formación de cáusticos en las imágenes con lentes [5] . Esta situación puede ocurrir si la lente tiene una forma irregular, por ejemplo, si consta de dos o más cuerpos oscuros masivos. La observación de tales eventos es ciertamente interesante para estudiar la naturaleza de los objetos compactos oscuros. Un ejemplo de determinación exitosa de los parámetros de una doble lente mediante el estudio de cáusticas es el caso de la microlente OGLE-2002-BLG-069 [6] . Además, hay propuestas para usar microlente cáustica para determinar la forma geométrica de una fuente, o para estudiar el perfil de brillo de un objeto de fondo extendido y, en particular, para estudiar las atmósferas de estrellas gigantes.

Observaciones

Descripción

A diferencia de una lente óptica , una lente gravitatoria desvía más la luz más cercana a su centro y desvía menos la luz más alejada del centro. Por lo tanto, una lente gravitacional no tiene un punto focal , pero tiene una línea focal. El término "lente", que implica la desviación de la luz debido a la gravedad, fue utilizado por primera vez por Oliver Lodge, quien señaló que "no es válido decir que el campo gravitatorio del Sol actúa como una lente, ya que no tiene distancia focal " [ 7] . Si la fuente de luz, el objeto de lente masivo y el observador están alineados, la fuente de luz se verá como un anillo alrededor del objeto masivo. Si la posición relativa de los cuerpos se desvía de la línea directa, el observador podrá ver sólo una parte del arco. Este fenómeno fue mencionado por primera vez por un físico de Leningrado Orest Danilovich Khvolson en 1924 [8] , y Albert Einstein hizo estimaciones numéricas en 1936 [9] . En la literatura, este efecto suele denominarse anillo de Einstein , ya que Khwolson no calculó ni el brillo ni el radio del anillo visible. De manera más general, cuando el efecto de la lente gravitacional es causado por un sistema de cuerpos (un grupo o cúmulo de galaxias ) que no tiene simetría esférica, la fuente de luz será visible para el observador como partes de arcos ubicados alrededor de la lente. El observador en este caso podrá ver las imágenes curvas multiplicadas del mismo objeto. Su número y forma depende de la posición relativa de la fuente de luz (objeto), la lente y el observador, así como de la forma del pozo de potencial gravitatorio creado por el objeto de la lente [10] .

Hay tres clases de lentes gravitacionales [7] [11] :

  1. Fuerte lente gravitacional , que causa distorsiones fácilmente distinguibles como el anillo de Einstein, arcos e imágenes multiplicadas.
  2. Lentes gravitacionales débiles , que causan solo pequeñas distorsiones en la imagen de un objeto que está detrás de la lente (en adelante, el objeto de fondo). Estas distorsiones solo se pueden corregir después de un análisis estadístico de una gran cantidad de objetos de fondo, lo que permite encontrar una pequeña distorsión constante de sus imágenes. La lente se manifiesta en un ligero estiramiento de la imagen perpendicular a la dirección del centro de la lente. Al estudiar la forma y la orientación de un gran número de galaxias de fondo distantes, podemos medir el campo de lentes en cualquier región. Estos datos, a su vez, pueden utilizarse para reconstruir la distribución de masas en una determinada región del espacio; en particular, este método se puede utilizar para estudiar la distribución de la materia oscura . Dado que las galaxias en sí son elípticas y la distorsión debida a una lente débil es pequeña, este método requiere la observación de un gran número de galaxias de fondo. Dichos estudios deben tener en cuenta cuidadosamente muchas fuentes de error sistemático : la forma adecuada de las galaxias, la función de respuesta espacial de la matriz fotosensible, las distorsiones atmosféricas, etc. Los resultados de estos estudios son importantes para estimar parámetros cosmológicos, para una mejor comprensión y desarrollo. el modelo Lambda-CDM , y también para proporcionar una verificación de coherencia con otras observaciones cosmológicas [12] .
  3. La microlente no causa ninguna distorsión de forma observable, pero la cantidad de luz recibida por el observador del objeto de fondo aumenta temporalmente. El objeto de lente pueden ser las estrellas de la Vía Láctea , sus planetas, y la fuente de luz pueden ser las estrellas de galaxias distantes o cuásares , ubicados a una distancia aún mayor. A diferencia de los dos primeros casos, el cambio en el patrón observado durante la microlente se produce durante un tiempo característico de segundos a cientos de días. La microlente permite estimar el número de objetos débilmente luminosos con masas del orden de las masas estelares (por ejemplo, enanas blancas ) en la galaxia, lo que puede contribuir en cierta medida al componente bariónico de la materia oscura. Además, la microlente es uno de los métodos para la búsqueda de exoplanetas .

Las lentes gravitacionales actúan por igual sobre todos los tipos de radiación electromagnética , no solo sobre la luz visible. Además de los estudios de galaxias descritos anteriormente, se puede estudiar la formación de lentes débiles a partir de su efecto sobre la radiación de fondo cósmico de microondas . Se observó una fuerte formación de lentes en los rangos de radio y rayos X.

En el caso de lentes gravitacionales fuertes, si se observan varias imágenes del objeto de fondo, entonces la luz de la fuente, yendo en diferentes direcciones, llegará al observador en momentos diferentes; medir este retraso (por ejemplo, de un cuásar de fondo con brillo variable) permite estimar la distribución de masa a lo largo de la línea de visión.

Buscar lentes gravitacionales

En el pasado, la mayoría de las lentes gravitatorias se encontraban por accidente. Una búsqueda de lentes gravitacionales en el hemisferio norte (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), que se llevó a cabo utilizando el radiotelescopio Very Large Array en Nuevo México, reveló 22 ​​nuevos sistemas de lentes. Esto ha abierto vías de investigación completamente nuevas, desde la búsqueda de objetos muy distantes hasta la determinación de los valores de los parámetros cosmológicos para una mejor comprensión del universo.

Tal estudio del hemisferio sur nos permitiría dar un gran paso para completar los estudios del hemisferio norte, así como identificar nuevos objetos para estudiar. Si dicho estudio se lleva a cabo con instrumentos bien calibrados y bien afinados, se pueden esperar resultados similares a los obtenidos en el estudio del hemisferio norte. Un ejemplo de datos adecuados es el del telescopio australiano AT20G basado en el interferómetro de radio ATKA. Dado que los datos se obtuvieron con un instrumento de precisión similar al utilizado en el hemisferio norte, se esperan buenos resultados del estudio. El AT20G opera hasta 20 GHz en campos de radio del espectro electromagnético. Dado que se utiliza una alta frecuencia, aumentan las posibilidades de encontrar lentes gravitacionales, porque aumenta el número de pequeños objetos básicos (por ejemplo, cuásares). Esto es importante, ya que es más fácil detectar la lente en el ejemplo de objetos más simples. Esta búsqueda incluye el uso de métodos de interferencia para identificar ejemplos y observarlos en mayor resolución. Se está preparando una descripción completa del proyecto para su publicación.

Astrónomos de la Sociedad Max Planck para la Investigación Científica descubrieron la galaxia de lentes gravitacionales más distante en ese momento (J1000+0221) utilizando el telescopio Hubble de la NASA . De momento, esta galaxia sigue siendo la más lejana, dividiendo la imagen en cuatro. Sin embargo, un equipo internacional de astrónomos, usando el Telescopio Hubble y el Telescopio del Observatorio Keck , han descubierto por métodos espectroscópicos una galaxia aún más distante que parte la imagen. El descubrimiento y análisis de la lente IRC 0218 se publicó en Astrophysical Journal Letters el 23 de junio de 2014.

Teoría

Se puede pensar en una lente gravitacional como una lente ordinaria, pero solo con un índice de refracción dependiente de la posición. Entonces, la ecuación general para todos los modelos se puede escribir de la siguiente manera [13] :

donde η  es la coordenada de la fuente, ξ  es la distancia desde el centro de la lente hasta el punto de refracción ( parámetro de impacto ) en el plano de la lente, D s , D d  son las distancias desde el observador hasta la fuente y la lente, respectivamente, D ds  es la distancia entre la lente y la fuente, α  es la desviación del ángulo, calculada por la fórmula:

donde Σ  es la densidad superficial a lo largo de la cual se "desliza" el haz. Si denotamos la longitud característica en el plano de la lente como ξ 0 , y el valor correspondiente en el plano de la fuente como η 0 = ξ 0 D s / D l , e introducimos los vectores adimensionales correspondientes x = ξ/ξ 0 e y = η /η 0 , entonces la ecuación de la lente se puede escribir de la siguiente forma:

Entonces, si introducimos una función llamada potencial de Fermat, entonces podemos escribir la ecuación de la siguiente manera [13] :

El tiempo de retardo entre imágenes también suele escribirse en términos del potencial de Fermat [13] :

A veces es conveniente elegir la escala ξ 0 = D l , entonces x e y  son la posición angular de la imagen y la fuente, respectivamente.

Notas

  1. ↑ Bernard F. Schutz. Un primer curso de relatividad general . ilustrado, herdruk. - Cambridge University Press, 1985. - Pág. 295. - ISBN 978-0-521-27703-7 . Archivado el 10 de julio de 2020 en Wayback Machine .
  2. ↑ Wolfgang Rindler. Relatividad: especial, general y cosmológica . — 2do. - OUP Oxford, 2006. - Pág. 21. - ISBN 978-0-19-152433-2 . Archivado el 9 de enero de 2022 en Wayback Machine . Extracto de la página 21. Archivado el 9 de enero de 2022 en Wayback Machine .
  3. ↑ Gabor Kunstätter. Relatividad General y Astrofísica Relativista - Actas de la 4ta Conferencia Canadiense  / Gabor Kunstatter, Jeffrey G Williams, DE Vincent. - World Scientific, 1992. - Pág. 100. - ISBN 978-981-4554-87-9 . Archivado el 4 de abril de 2022 en Wayback Machine . Extracto de la página 100. Archivado el 4 de abril de 2022 en Wayback Machine .
  4. ↑ Pekka Teerikorpi. El universo en evolución y el origen de la vida: la búsqueda de nuestras raíces cósmicas  / Pekka Teerikorpi, Mauri Valtonen, K. Lehto … [ y otros ] . — ilustrado. - Springer Science & Business Media, 2008. - P. 165. - ISBN 978-0-387-09534-9 . Archivado el 4 de abril de 2022 en Wayback Machine . Extracto de la página 165. Archivado el 4 de abril de 2022 en Wayback Machine .
  5. ↑ Dominik M. Teoría y práctica de las curvas de luz de microlente alrededor de las singularidades de los pliegues  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - 2004. - vol. 353.- Iss. 1 . - Pág. 69-86. -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08046.x . -arXiv : astro - ph/0309581 .
  6. ↑ astro-ph/0502018
  7. ↑ 1 2 Schneider P., Ehlers J., Lentes gravitacionales Falco EE . - Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York Press, 1992. - ISBN 3-540-97070-3 .
  8. ↑ Turner, Christina The Early History of Gravitational Lensing (14 de febrero de 2006). Archivado desde el original el 25 de julio de 2008.
  9. ↑ Una breve historia de las lentes gravitacionales: Einstein Online . www.einstein- online.info_ Fecha de acceso: 29 de junio de 2016. Archivado desde el original el 1 de julio de 2016.
  10. ↑ Brill D. Black Hole Horizons and How They Begin Archivado el 16 de septiembre de 2014 en Wayback Machine , Astronomical Review (2012); Artículo en línea, citado en septiembre de 2012.]
  11. ↑ Melia F. El agujero negro supermasivo galáctico. - Prensa de la Universidad de Princeton , 2007. - S. 255-256. - ISBN 0-691-13129-5 .
  12. ↑ Refregier A. Lente gravitacional débil por estructura a gran escala  // Revisión  anual de astronomía y astrofísica. - Revisiones Anuales , 2003. - Vol. 41 , edición. 1 . - Pág. 645-668 . doi : 10.1146 / annurev.astro.41.111302.102207 . - . — arXiv : astro-ph/0307212 .
  13. ↑ 1 2 3 Zakharov A.F. Lentes y microlentes gravitacionales. - M. : Janus-K, 1997. - ISBN 5-88929-037-1 .

Literatura

Enlaces

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