Lente gravitacional: definición y cómo afecta la luz
Lente gravitacional: descubre cómo cuerpos masivos desvían la luz, generan múltiples imágenes y revelan secretos de galaxias y agujeros negros.
Las lentes gravitacionales son causadas por un cuerpo masivo entre un objeto lejano y nosotros. Puede crear la apariencia de dos o más objetos cuando en realidad sólo hay uno. La luz del objeto se desvía alrededor del cuerpo masivo que se encuentra entre ellos.
El cuerpo masivo, como una galaxia o un agujero negro, crea un campo gravitatorio muy fuerte en el espacio. La naturaleza exacta del efecto depende de:
- La masa del objeto que actúa como lente: cuanto mayor es la masa, mayor es la desviación de la luz.
- La alineación entre la fuente lejana, la lente y el observador: una alineación muy precisa puede producir imágenes múltiples simétricas o un anillo completo (anillo de Einstein).
- Las distancias relativas entre observador, lente y fuente: determinan la escala angular y la magnificación del efecto.
¿Cómo desvía la luz la lente gravitacional?
Según la teoría de la relatividad general, la presencia de masa curva el espacio-tiempo y la luz sigue geodésicas en ese espacio curvado. Para una lente puntual y en aproximación débil, el ángulo de deflexión aproximado viene dado por:
α ≈ 4GM / (c² b),
donde G es la constante gravitatoria, M la masa de la lente, c la velocidad de la luz y b el parámetro de impacto (la distancia mínima entre el rayo de luz y el centro de masa). Esa desviación hace que el observador vea la fuente en posiciones distintas de su ubicación real.
Tipos de lentes gravitacionales
- Lente fuerte: produce imágenes múltiples bien separadas, arcos pronunciados o anillos de Einstein cuando la alineación es muy buena.
- Lente débil: causa pequeñas distorsiones en la forma de muchas galaxias de fondo; sólo puede detectarse estadísticamente midiendo la "cizalladura" (shear) sobre poblaciones enteras.
- Microlente: cuando el lente es una estrella o un planeta, las imágenes no se resuelven pero la fuente se vuelve más brillante temporalmente; se usa para detectar exoplanetas y objetos compactos.
Señales observables y efectos sobre la luz
- Imágenes múltiples y arcos: la misma fuente puede aparecer varias veces o en forma de arcos y anillos.
- Magnificación: la lente puede aumentar el brillo aparente de la fuente, permitiendo detectar objetos muy lejanos que de otro modo serían invisibles.
- Retraso temporal: los caminos distintos que siguen los rayos implican tiempos de viaje diferentes; en fuentes variables (como cuásares) esto permite medir retrasos temporales entre las imágenes.
- No altera la composición espectral intrínseca: la lente no cambia los espectros o colores de la fuente de forma fundamental (salvo efectos menores como el desvío diferencial en presencia de material del lente), aunque la magnificación puede mejorar la detectabilidad de rasgos débiles.
- Conservación del brillo superficial: la lente no aumenta la intensidad por unidad de área en el objeto, sino que cambia su tamaño aparente y su flujo total.
Usos científicos
- Mapeo de la materia oscura: la forma en que la luz se desvía revela la distribución total de masa (visible y oscura) en galaxias y cúmulos.
- Cosmología: mediciones de retardos temporales entre imágenes (time-delay cosmography) ayudan a estimar la constante de Hubble (H0) y otras cantidades cosmológicas.
- Estudio de galaxias y cuásares lejanos: la magnificación permite estudiar con detalle objetos que de otro modo serían demasiado débiles.
- Detección de exoplanetas y objetos compactos: la microlente puede revelar planetas alrededor de estrellas distantes y candidatos a objetos oscuros.
- Pruebas de la física del universo: la comparación entre lentes observadas y modelos puede poner a prueba teorías de gravedad y distribuir límites sobre propiedades de la materia oscura (p. ej. subestructura).
Ejemplos y observaciones
Algunos ejemplos famosos incluyen los anillos y arcos observados por el Telescopio Espacial Hubble, el llamado "Einstein Cross" (un cuásar que aparece en cuatro imágenes alrededor de una galaxia) y sistemas utilizados para medir H0 mediante retrasos temporales. Proyectos y telescopios modernos que estudian lentes gravitacionales son HST, JWST, ALMA, así como encuestas a gran escala como Euclid, el proyecto Rubin/LSST, DES y KiDS.
Impacto práctico en astronomía
Las lentes gravitacionales son una herramienta poderosa: por un lado actúan como “lupas” cósmicas que permiten ver el universo temprano y mapear masa invisible; por otro, distorsionan las imágenes y requieren correcciones cuidadosas cuando se estudian las formas y tamaños intrínsecos de galaxias. Comprender y modelar estos efectos es esencial para obtener mediciones precisas en astrofísica y cosmología.
La Cruz de Einstein: cuatro imágenes de un cuásar
Einstein
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G μ ν + Λ g μ ν = 8 π G c 4 T μ ν {\displaystyle G_{mu \nu }+\\Lambda g_{mu \nu }={8\pi G \\\nsobre c^{4}}T_{mu \nu }}. | ||||||
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Albert Einstein predijo la posibilidad de las lentes gravitacionales. El descubrimiento de que nuestro Sol curva la luz de los objetos lejanos cuando su luz pasa cerca de él fue una prueba de que la teoría general de la relatividad era correcta.
Tipos de lentes
Hay tres tipos de lentes:
- fuerte lente
- lente débil
- microlente
Fuerte lente
Las lentes fuertes se revelan al producir múltiples imágenes del mismo objeto. Un ejemplo muy conocido es la Cruz de Einstein (Q2237+0305) a una distancia de 8.000 millones de años luz. En este caso, la lente gravitacional produce cuatro imágenes del mismo objeto (un cuásar), aunque se trata de un solo objeto. La luz del cuásar no viaja en línea recta hacia la Tierra. Por el contrario, se desvía a lo largo del campo gravitatorio de una galaxia que se encuentra frente a él. Esta galaxia está a una distancia de 400 millones de años luz.
El primer descubrimiento de este tipo (excepto el del Sol) se produjo en 1979. Dos cuásares se encontraban cerca el uno del otro. Ambos tenían el mismo espectro y resultaron ser dos imágenes del mismo cuásar (Q0957+651). En 1980 los científicos descubrieron qué grupo de galaxias funcionaba como lente.
Lentes débiles
Las lentes débiles no producen múltiples imágenes del mismo objeto. En cambio, produce una imagen muy deformada o estirada de un objeto que se encuentra más allá de la lente. En 1986 se descubrió esto en el cúmulo Abell 370. Más tarde se comprendió que se trataba de una imagen muy deformada de una galaxia situada mucho más allá del cúmulo.
El objeto puede parecer más grande o más pequeño, como se muestra en la tabla. Las lentes débiles nos permiten observar galaxias muy lejanas, que no podríamos observar sin dichas lentes. Al curvar la luz, la cantidad de luz (magnitud) de la fuente aumenta. De este modo, una galaxia muy lejana y débil puede hacerse visible, mientras que normalmente no podríamos observarla.
Microlente
En los casos de microlente, no hay distorsión de la forma. Sin embargo, la cantidad de luz visible de un objeto cambia periódicamente. Esto puede servir para detectar exoplanetas. La luz procedente de una estrella lejana se desvía y aumenta por el campo gravitatorio de una estrella más cercana. La presencia de un exoplaneta que gira alrededor de esa estrella más cercana curva periódicamente la luz de la estrella más lejana. El objeto OGLE-2005-BLG-390-Lb, descubierto el 25 de enero de 2006, es el primer exoplaneta detectado mediante microlentes.
Distorsiones.
Descubrimiento de un exoplaneta, utilizando la luz de una estrella lejana.
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