LENTES GRAVITACIONALES

LENTES GRAVITACIONALES
Artículos Varios
Tomado de http://omega.ilce.edu.mx:3000/sites/ciencia/volumen2/ciencia3/078/htm/sec_11.htm
LA GRAVITACION EN EL UNIVERSO
ASÍ como una canica desvía su trayectoria sobre una superficie curvada, una partícula masiva o un fotón siguen
una geodésica en el espacio-tiempo curvo. Las ecuaciones matemáticas de la relatividad general permiten calcular
la curvatura del espacio-tiempo producida por una masa dada, así como las trayectorias de las partículas bajo la
influencia de esa masa. En la práctica, este cálculo es un proceso difícil. Al principio, Einstein logró resolver sus
ecuaciones en forma aproximada y, aún así, obtuvo resultados sumamente interesantes, que veremos a
continuación. Posteriormente, se encontraron algunas otras soluciones exactas: unas describen cuerpos muy
compactos y otras son modelos del Universo.
EL MOVIMIENTO DEL PERIHELIO DE MERCURIO
El primer gran éxito de Newton fue explicar el movimiento de los planetas alrededor del Sol. Tomando en cuenta,
sólo la atracción gravitacional del Sol, demostró que las órbitas de los planetas son elipses, tal como había
descubierto Kepler en forma empírica. Sin embargo, la atracción de los planetas entre sí, aunque mucho menor que
la atracción solar, no es enteramente despreciable y produce ligeras desviaciones en las órbitas planetarias. Estas
pequeñas perturbaciones orbitales se han podido calcular y las observaciones confirman los resultados teóricos. De
hecho fue así como en el siglo pasado los astrónomos Adams y Le Verrier predijeron la existencia y la posición en
el cielo del planeta. Neptuno a partir de las perturbaciones observadas en la órbita de Urano, el planeta más lejano
conocido en aquella época.
El mismo Le Verrier fue quien descubrió por primera vez una anomalía en la órbita de Mercurio, el planeta más
cercano al Sol. En 1859, anunció que el perihelio de Mercurio avanza 38 segundos de arco por siglo. Este
fenómeno fue confirmado posteriormente por otros astrónomos, estableciéndose un valor de 43 segundos por siglo,
que es el aceptado en la actualidad.
Le Verrier reconoció que el fenómeno que había descubierto no tenía una explicación simple. Descartó la
posibilidad de que se debiera a la influencia de Venus o de algún planeta, aún no descubierto, que se encontrara en
órbita entre Sol y Mercurio. Sugirió como posible explicación la presencia de una nube de asteroides en órbita
intramercurial, pero ningún astrónomo detectó tales cuerpos. El avance del perihelio de Mercurio fue durante años
una espina clavada en la mecánica newtoniana, pues arrojaba la sombra de la duda sobre la perfección de esta
teoría.
En noviembre de 1915, Einstein trabajaba en la versión final de su artículo sobre la relatividad general. La primera
aplicación que hizo de su teoría fue calcular la órbita de un planeta alrededor del Sol, y demostrar que, debido a
efectos relativistas, el perihelio de las órbitas se corre lentamente. En particular, el resultado que obtuvo para el
caso de Mercurio fue de ¡43 segundos por siglo!, en total acuerdo con las observaciones astronómicas. Así Einstein
resolvió un problema que mantuvo en jaque a los mecánicos celestes durante seis décadas. Según contó él mismo,
durante los días posteriores a su descubrimiento estuvo fuera de sí por la emoción y llegó a sufrir taquicardia.
LA DESVIACIÓN DE LA LUZ
¿Actúa la fuerza gravitacional sobre la luz como sobre cualquier partícula material? ¿Es la luz inmune a la
gravedad? Isaac Newton pensaba que la luz está constituida por partículas y que por lo tanto un rayo luminoso
debe desviarse bajo la acción de la gravedad, al igual que la trayectoria de un proyectil (aunque, esta desviación
debe ser prácticamente imperceptible debido a la enorme velocidad de la luz).
Ya en 1911, Einstein, aun cuando no había formulado por completo su teoría de la gravitación, postuló que la luz
se comporta como cualquier partícula material. Por lo tanto, predijo que un rayo de luz al pasar, cerca de la
superficie del Sol desvía su trayectoria en un ángulo de 0.87 segundos de arco (Figura 33) y propuso medir ese
efecto durante un eclipse solar.
El ángulo de desviación se puede calcular según la mecánica newtoniana invocando el principio de equivalencia,
pues la trayectoria de una partícula atraída gravitacionalmente no depende de su masa. De acuerdo con esta
suposición, la masa de una partícula de luz —un fotón— carecería de importancia en el cálculo de su trayectoria.
Sin embargo, en 1915, con la teoría de la relatividad general bien establecida, Einstein volvió a calcular la
desviación de un rayo de luz y se dio cuenta de que la curvatura del espaciotiempo y el hecho de que la masa del
fotón es estrictamente cero, influyen en forma muy particular sobre la trayectoria de la luz. Esta vez dedujo que un
rayo de luz debe desviarse en un ángulo de 1.7 segundos al pasar cerca del Sol, exactamente el doble de lo que
predice la teoría newtoniana. Así, midiendo ese ángulo se puede comprobar cuál teoría, la de Newton o la de
Einstein, es la correcta en el caso de la luz.
El experimento propuesto por Einstein consistía en observar las estrellas muy cerca del disco solar durante un
eclipse total de Sol —única oportunidad de ver las estrellas cerca de este astro—. Comparando la posición aparente
de una estrella con la que tenía cuando el Sol no se hallaba cerca, se puede determinar el ángulo de desviación,
aunque este ángulo es tan pequeño que su medición es muy difícil y requiere de una enorme precisión.
Al parecer, el primer intento de confirmar las ideas de Einstein lo realizó una expedición argentina que partió a
observar un eclipse en Brasil, en 1912, pero tuvo la mala suerte de encontrar tiempo totalmente nublado. Otra
expedición, esta vez alemana, se dirigió a Crimea, en 1914, para observar un eclipse visible desde esa región, pero
fue sorprendida por la declaración de guerra entre Alemania y Rusia, por lo que los miembros de la expedición
tuvieron que regresar apresuradamente sin presenciar el fenómeno celeste. La primera Guerra Mundial impidió
cualquier intento, de medir el efecto calculado por Einstein.
Finalmente, en 1919, ya concluida la guerra, se organizaron dos expediciones británicas para observar un eclipse
que tendría lugar el 29 de mayo de ese año. La primera expedición, dirigida por Andrew Crommelin, se instaló en
Brasil, y la segunda, a cargo de sir Arthur Eddington, se estableció en una isla frente a la Guinea Española. Esta
vez, las observaciones fueron exitosas.
En una sesión científica que tuvo lugar en Londres en noviembre del mismo año, y en medio de enormes
expectativas, Crommelin y Eddington anunciaron finalmente el resultado de varios meses de estudio de sus placas
fotográficas: dentro de los posibles errores de medición, se confirmaba el valor predicho por la relatividad general.
A partir de ese día, Einstein se volvió una figura pública.
La medición de 1919 tenía un margen de error de un 30%. Se han repetido observaciones durante otros eclipses
con precisiones de hasta 10% confirmando la predicción de Einstein.
En años más recientes, los astrónomos utilizaron, en lugar de estrellas, fuentes cósmicas de radio (algunas galaxias
y cuasares emiten no sólo luz visible sino también ondas de radio), con el fin de medir la desviación de las señales
de radio al pasar cerca del Sol. La ventaja de este método es que las fuentes de radio en el cielo se pueden detectar
también de día y cerca del Sol, por lo que no es necesario esperar un eclipse. Los resultados más recientes han
confirmado la teoría de Einstein con una precisión de 1%.
Una comprobación mas espectacular de que la luz se desvía por la gravedad surgió recientemente, en 1979, con el
descubrimiento de las lentes gravitacionales. Los cuasares son los objetos más lejanos y luminosos que se pueden
observar en el Universo. En algunas ocasiones, la luz emitida por un cuasar puede pasar muy cerca o a través de
una galaxia que se encuentra a medio camino entre el cuasar y nosotros, la cual desvía la luz, como si fuera una
lente gravitacional. En ese caso, puede ocurrir que la luz del cuasar pase tanto de un lado como del otro de la
galaxia, y, como resultado, el cuasar se observe doble.
En 1979, astrónomos estadounidenses detectaron un cuasar doble, con dos componentes idénticas entre sí excepto
por el tamaño, y dedujeron que se trataba del mismo cuasar observado a través de una galaxia actuando como lente
gravitacional. Esa galaxia, menos luminosa que el cuasar, fue detectada posteriormente. Desde entonces se han
encontrado cerca de una decena de cuasares dobles.
Un caso extremo de este efecto es cuando el cuasar, la galaxia intermedia y la Tierra se encuentran perfectamente
alineados. Cuando esto sucede, la imagen del cuasar ya no es doble sino que se distribuye a lo largo de un arco,
como se ve en la figura 36. Lo interesante es que en 1985 se detectó un gigantesco arco luminoso alrededor de una
galaxia; algunos astrónomos sospechan de que se trata de la imagen de un cuasar lejano amplificado y deformado
por una galaxia alineada en forma excepcional.
EL CORRIMIENTO AL ROJO
Cuando se arroja una piedra hacia arriba, llega a cierta altura con una velocidad menor que la inicial. Dicho de otro
modo, la piedra tiene que gastar parte de su energía para subir en contra de la atracción gravitacional de la Tierra.
¿Sucede algo similar con la luz?
En l907, cuando Einstein apenas empezaba a interesarse en la gravitación, dedujo que un fotón debe perder parte
de su energía para escaparse de la atracción gravitacional de un cuerpo masivo. Ahora bien, como vimos en el
capítulo II, la energía de un fotón es proporcional a su frecuencia (o inversamente proporcional a su longitud de
onda asociada), así que un fotón emitido desde la superficie del Sol, por ejemplo, llega al espacio con una
frecuencia ligeramente menor —corrida hacia el lado rojo del espectro— que la que poseía inicialmente.
Einstein calculó primero este efecto en forma aproximada, recurriendo únicamente al principio de equivalencia.
Años más tarde, con la teoría general de la relatividad bien establecida, dedujo el resultado exacto una vez más y
confirmó su primer cálculo.
Todos los átomos emiten fotones con frecuencias bien definidas, y estos fotones se pueden observar como líneas
sobrepuestas al espectro. De acuerdo con Einstein, los fotones emitidos por los átomos en la superficie del Sol
deben producir líneas espectrales corridas ligeramente hacia el lado rojo del espectro. Desgraciadamente, este
efecto es demasiado pequeño en el caso del Sol para poderlo identificar sin lugar a dudas. Sin embargo, los
astrónomos habían descubierto por esa época que la estrella Sirio posee una extraña compañera, cuya masa es
semejante a la del Sol pero cuyo tamaño es extremadamente pequeño, de modo tal que la atracción gravitacional en
su superficie es treinta veces más intensa que en la del Sol. Este hecho permitió detectar en 1924 el corrimiento al
rojo en el espectro de esta estrella, confirmando la predicción de Einstein.
El corrimiento al rojo gravitacional resurgió en forma inesperada en los años sesenta, cuando los físicos
estadunidenses R. V. Pound, G. A. Rebka y J. L. Snider realizaron un experimento tan preciso que pudieron medir
el cambio de frecuencia de un fotón emitido desde el suelo hasta el techo de una torre, ¡a 22 metros, de altura!
Utilizando el llamado efecto Mössbauer, por el que ciertos materiales emiten rayos gamma (fotones muy
energéticos) con una frecuencia perfectamente bien definida, lograron confirmar la predicción de Einstein con un
margen de error de sólo 1%, a pesar de que el cambio en frecuencia es de apenas una parte en mil billones.
*-*-*
Tomado de http://omega.ilce.edu.mx:3000/sites/ciencia/volumen1/ciencia2/53/htm/SEC_12.html
2.LENTES GRAVITACIONALES
Einstein predijo que la gravedad del Sol debía desviar los rayos luminosos de una estrella que pasase rozando el
borde del Sol, por un ángulo de 1.75 segundos de arco.
Durante un eclipse total de Sol, podemos observar la posición de una estrella muy cercana al disco solar. Si la
comparamos con la posición de esta misma estrella de noche, cuando su luz no es desviada al pasar cerca del Sol,
podemos medir el efecto de la deflexión gravitacional de los rayos luminosos. El efecto predicho por Einstein ha
sido comprobado en múltiples ocasiones con gran exactitud. En este ejemplo, el Sol funciona como una lente
gravitacional, pues análogamente a lo que hace una lente común —óptica—, desvía los rayos de luz (Figura 59).
Aunque la teoría es bastante más complicada, muchos de los efectos que predice la óptica gravitacional son
similares a los de la óptica ordinaria. La diferencia estriba en la manera como las diferentes lentes doblan los rayos
de luz. Según la teoría general de la relatividad, la distorsión —curvatura— del espacio-tiempo alrededor de un
cuerpo masivo producirá una deflexión de los rayos de luz con un ángulo directamente proporcional a la masa del
objeto lente, e inversamente proporcional a la distancia a la que pasan los rayos del objeto lente.
Una pregunta sumamente interesante que surge en este contexto es: ¿puede una lente gravitacional producir
imágenes como una lente óptica? En 1936, el mismo Einstein demostró que, en principio, una estrella podría
enfocar la luz de otra mucho más distante. Sin embargo, al desarrollar el detalle de la teoría, se convenció de que
las posibilidades de ver una imagen así formada eran despreciables. Esto se debe a que el efecto es importante sólo
cuando el observador, la lente y la fuente luminosa están perfectamente alineados -coincidencia extremadamente
improbable.
Un año más tarde, el astrónomo suizo Fritz Zwicky planteó el problema desde otra perspectiva: puesto que las
galaxias distantes de gran masa son bastante abundantes, la probabilidad de observar el efecto de lente con
galaxias, debía ser mucho mayor. Desafortunadamente —y esto sucede con cierta frecuencia— la publicación en
que hizo esta sugerencia pasó desapercibida, y durante años los astrónomos, como Einstein, no volvieron a
ocuparse de las lentes gravitacionales.
En los años sesenta, los físicos regresaron a explorar el problema más detalladamente, y encontraron una cantidad
de posibilidades teóricas bastante intrigantes. Dependiendo de una serie de propiedades de los elementos del
arreglo —observador, lente y fuente luminosa—, como tamaños y posiciones relativas, un observador podría ver
distintos tipos de imágenes: un anillo, arcos o un conjunto de varias imágenes
En 1979 se descubrió un curioso par de cuasares cerca de la constelación de la Osa Mayor, que tienen una
separación de tan sólo seis segundos de arco y se encuentran alineados en dirección Norte-Sur. Al cuasar del Norte
se le bautizó A y al del Sur B y el par recibió el nombre de 0957+561 A, B (los números se refieren a las
coordenadas celestes).
Las líneas espectrales de ambos cuasares tienen exactamente el mismo corrimiento al rojo —que implica una
distancia de tres mil millones de años luz. Además, las características espectrales de ambos cuasares son idénticas.
La única diferencia es que A es más brillante que B.
La probabilidad de encontrar dos cuasares tan cercanos entre sí con esas características es por casualidad tan
pequeña que resulta prácticamente imposible. Entonces los astrónomos se dieron cuenta de que, muy
probablemente, estaban viendo por primera vez dos imágenes de un mismo cuasar, producidas por una lente
gravitacional.
Esta idea se confirmó al estudiar estos cuasares a distintas frecuencias y descubrir que, desde el radio hasta el
ultravioleta, la razón del brillo entre los cuasares gemelos permanecía constante. Cuando, un año más tarde, se
descubrió un cúmulo de galaxias en dirección del par —a un segundo de arco de distancia proyectada en el cielo—
todo pareció encajar de maravilla, pues este cúmulo debía ser el que producía el efecto de lente.
Existe, sin embargo, una dificultad con la interpretación; según la teoría, una galaxia tipo cD —que son las más
masivas del cúmulo— debe producir un número non de imágenes (una, tres, cinco, etc.). Sin embargo, sólo vemos
dos. Debe haber una tercera imagen que, quizá por ser mucho más débil, no se ha podido detectar. Hasta ahora, se
han descubierto aproximadamente diez casos similares —algunos dudosos— que se interpretan como lentes
gravitacionales. En todos los casos se ven sólo dos imágenes, de modo que la tercera —u otras más— es muy débil
o bien la interpretación no es la adecuada.
A fines de 1986, Vahe Petrosian y Roger Lynds, del observatorio de Kitt Peak, descubrieron dos inmensos arcos
alrededor de los cúmulos de galaxias Abell 370 y 2242-02 en Acuario. Los arcos son perfectos y miden cientos de
miles de años luz. El astrónomo polaco Bohdam Paczynski ha sugerido que quizá se trate de imágenes de lentes
gravitacionales.
*-*-*-*
Tomado de http://www.iac.es/cosmoeduca/gravedad/fisica/fisica1.htm
Lentes Gravitacionales.
Cuando uno propone una teoría tiene que aceptar sus consecuencias. En 1915, Einstein pensó que, si de verdad su
teoría de la gravitación era correcta y las masas deforman el espacio-tiempo a su alrededor, entonces cualquier cosa
que pase cerca de una masa (por ejemplo cerca del Sol o de una galaxia) cambiará su trayectoria, ya que "notará" el
espacio deformado allí (con el experimento de la tela elástica ya hemos visualizado esto). Por tanto, a las partículas
de la luz (los fotones) también les debe pasar lo mismo, así que Einstein predijo que la luz debería desviarse al
pasar cerca de un objeto masivo, y propuso que esto podría verificarse observando las posiciones de las estrellas
cercanas (en proyección) al Sol durante un eclipse total.
En un eclipse total de Sol, la Luna tapa exactamente el disco del Sol. Durante unos minutos se hace la oscuridad
casi total (a pleno día) y se ve la corona solar, las estrellas y los planetas más brillantes. En la imagen A de la figura
(http://www.iac.es/cosmoeduca/gravedad/fisica/lent.jpg ) vemos, en una vista lateral, que durante el eclipse total la
Luna se interpone entre la Tierra y el Sol. De acuerdo a la figura, supongamos que hay una estrella E muy lejana (a
la izquierda y arriba del Sol en la imagen; hay que imaginársela muy alejada hacia la izquierda) y que desde la
Tierra vemos esa estrella, en proyección, cerca de la superficie del Sol. Veamóslo en la imagen B, que muestra lo
mismo que A pero visto por un observador situado en la Tierra. No vemos ya el Sol (la Luna lo ha ocultado) y
podemos ver la estrella E de fondo proyectada casi 'tocando' el borde del Sol y la Luna.
En la imagen C se muestra la predicción de Einstein sobre la curvatura de la luz cerca del Sol: al caminar por el
espacio-tiempo deformado por la masa del Sol, la luz de la estrella no sigue una línea recta euclidiana, sino que se
tuerce cerca del Sol. Lo interesante del asunto es darse cuenta que un observador desde la Tierra vería la imagen de
la estrella E no donde realmente está, sino en E'. Desde nuestra perspectiva terrestre (imagen D) vemos a la estrella
más alejada del borde del Sol que lo que realmente está. Einstein calculó en 1915 este alejamiento extra en la
posición de la estrella y cuatro años después Arthur Eddington verificó esta predicción, lo que causó enorme
asombro entre los astrónomos (aún habituados a la física newtoniana) y dio fama mundial a Einstein.
Pero una consecuencia aún más espectacular de la teoría de Einstein son las llamadas lentes gravitacionales. El
asunto es el mismo (la luz se curva cerca de una masa) pero ahora tenemos una enorme masa (por ejemplo una
galaxia como la nuestra, la Vía Láctea, que tiene doscientos mil millones de veces la masa del Sol) que deforma
enormemente el espacio-tiempo a su alrededor y desvía enormemente la luz de otras galaxias lejanas. Igual que un
vidrio curvado deforma la imagen cuando miramos a través suyo (practicar con una botella, por ejemplo) una lente
gravitacional deforma y amplifica la imagen de las galaxias lejanas produciendo imágenes dobles o múltiples,
arcos, etc. Y si la galaxia-lente está situada exactamente enfrente de la galaxia de fondo, produce el llamado "anillo
de Einstein". Sin embargo Einstein no pudo ver la comprobación observacional de su teoría porque el primer caso
de lente gravitacional se descubrió en 1979.
Una de las imágenes más espectaculares de lente gravitacional se ha tomado en 1999 con el telescopio NOT,
(http://www.iac.es/cosmoeduca/gravedad/fisica/r22.jpg )del Observatorio del Roque de los Muchachos (La
Palma). Muestra a una galaxia espiral que parece tener en su parte central cinco condensaciones brillantes.
En realidad son cuatro imágenes gravitacionales de un cuásar lejano (que no tiene nada que ver con la galaxia
espiral) más el propio núcleo de la galaxia. ¿Cómo lo sabemos? Resulta que la luz de las cuatro condensaciones
más externas (identificadas como q1 a q4 en la figura) es idéntica una a otra (en el lenguaje de la física diríamos que
tienen idéntico espectro), lo que sólo podemos explicar si son efectivamente imágenes de la misma cosa (igual que
las imágenes de uno mismo en un laberinto de espejos son idénticas entre sí, pero orientadas de forma diferente,
unas las ves a la izquierda, otras a la derecha, etc.).
Este caso tan extraordinario de lente gravitacional se descubrió por casualidad en 1985 y se le llamó "Cruz de
Einstein" porque las cuatro imágenes del cuásar forman un cuadrilátero, y también para que recordemos que
gracias a Einstein podemos entenderlo.
*-*-*Tomado de http://axxon.com.ar/c-Zapping0090.htm
Lentes gravitacionales
Mirando a través de una lente cósmica gigante, los científicos han encontrado algunas de las primeras estrellas que
nacieron en el Universo.
Existe mucha incertidumbre acerca de los primeros tiempos: ¿Qué se formó primero, las estrellas o las galaxias... o
los cúmulos de galaxias? ¿Acaso las primeras estrellas aparecieron una a la vez o en torrentes masivos de creación
simultánea? Imagínese qué maravilloso sería tener la posibilidad de observar nuestro Universo hace catorce mil
millones de años, cuando era un recién nacido. Los científicos tienen teorías, pero sería muy útil que se pudiese
mirar realmente hacia atrás en el tiempo y observar el pasado con certeza. Si tuviésemos una máquina del tiempo
podríamos regresar allí y ser testigos de cómo fue que emergieron las características infantiles del Universo
después de la Gran Explosión (Big Bang, en inglés).
Pues créalo o no, las máquinas del tiempo existen: son los telescopios (recomiendo leer Cuando el fusible
empieza a brillar en la sección Cuentos). Como la luz debe viajar a una velocidad que no es infinita para llegar
hasta nosotros, los astrónomos que observan a través de ellos ven a las estrellas y galaxias no como son ahora, sino
como lo eran cuando su luz, la luz de las estellas, inició su camino. Por medio de los telescopios, los astrónomos
pueden "viajar" a lo largo de abismos de espacio y miles de millones de años hacia el pasado.
Hace tiempo que se buscan estrellas recién nacidas, las primeras en aparecer en nuestro Universo, buceando con el
Telescopio Espacial Hubble para viajar hacia atrás en el tiempo hasta una época cercana a la mismísima Gran
Explosión. Ya hemos tenido extraordinarias imágenes de algunos de los hallazgos (ver el Zapping ¿Es verdad esto
que estamos viendo?), de verdad alucinantes. No es una cosa fácil, puesto que las estrellas que se encuentran a diez
mil millones de años luz de la Tierra son muy tenues desde aquí. Aún poderosos instrumentos como el Hubble
tienen problemas para detectarlas. El astrónomo Richard Ellis del Instituto Tecnológico de California (California
Institute of Technology o Caltech) explica: "En algún momento, algo así como mil millones de años después de la
Gran Explosión, la atracción gravitacional hizo que el gas que llenaba el Universo se desplomara [sobre sí mismo]
y formara las primeras estrellas. Encontrar las señales de la existencia de estas estrellas, a las cuales llamamos
Primeras Luces (First Light en inglés), es uno de los retos más interesantes de la astronomía moderna".
Ellis y su equipo hicieron lo que muchos de nosotros hacemos cuando tenemos dificultad para ver algo: usar una
lente de aumento. Apuntaron el Telescopio Espacial Hubble y, más adelante, el telescopio Keck de Hawaii, hacia
una "lente gravitacional", un gigantesco amplificador cósmico formado por un grupo de galaxias situadas a dos o
tres mil millones de años luz de distancia.
Mirando a través de ese extraño lente, pudieron observar una tenue nube de estrellas situada a trece mil
cuatrocientos millones de años luz de la Tierra. La nube contenía alrededor de un millón de estrellas, mucho menos
que lo que contienen las galaxias típicas en el Universo de hoy en día, que están formadas por cientos de miles de
millones de estrellas. Ellis y sus colegas creen que la nube es uno de los "bloques de construcción" de las galaxias
de gran tamaño que componen ahora nuestro Universo.
Si el Universo tiene catorce mil millones de años de edad, como surge de algunos modelos, entonces esa nube
de estrellas tuvo existencia menos de mil millones de años después de la Gran Explosión, justo el momento en que
—piensan los científicos— se formaron las primeras estrellas. De hecho, las estrellas en la nube parecen ser muy
jóvenes. La evidencia espectral sugiere que su edad es de aproximadamente dos a cinco millones de años, aunque
Ellis advierte que esta evidencia todavía está en discusión entre los investigadores. El Sol, en comparación, tiene
una edad de alrededor de cuatro mil ochocientos millones de años. "Estamos observando este cúmulo en el
momento que se está encendiendo", dice Ellis. Las estrellas de la nube se encuentran entre las que, seguramente,
iluminaron los cielos por primera vez.
"Sin la ayuda del lente gravitacional, que amplifica el brillo de esa nube de estrellas primitivas unas treinta veces,
ni el telescopio Keck de 10 metros, ni el Telescopio Espacial Hubble detectarían estas distantes y jóvenes
estrellas", hace notar Ellis.
Tales lentes de aumento son uno de los extraños resultantes de la Teoría General de la Relatividad: Einstein
demostró que una gran masa crea una curvatura local en la geometría del espacio-tiempo capaz de doblar el camino
que sigue la luz, naturalmente recto. Por esta razón, la fuerte curvatura causada por el masivo grupo de galaxias
conocido por los científicos como "Abell 2218" dobló y enfocó los rayos de luz provenientes de esa nube de
estrellas ubicada detrás y muy lejos, exactamente como lo hace una lente de aumento.
"Observando ciertas regiones del cielo donde la luz proveniente del Universo extremadamente joven es
ampliada por una lente gravitacional, obtenemos una gran ayuda de la naturaleza en la búsqueda de estas débiles
señales", añade Ellis.
Hasta la fecha, se han identificado más de quinientos de estos lentes gravitacionales. Pero para que resulte útil en la
búsqueda de las Primeras Luces, cada lente debe de ser estudiado con detenimiento por los científicos hasta
determinar con precisión cómo se dobla la luz en él, de la misma manera en que conociendo la forma de un espejo
en un Parque de Diversión podemos predecir cómo reflejará la luz y, en consecuencia, cómo nos veremos en él.
Actualmente hay apenas unas diez lentes estudiadas en detalle de esta manera.
En este ejemplo de una lente gravitacional, la luz de una distante galaxia forma un halo alrededor del objeto masivo
que sirve como lente. Imagen de la Agencia Espacial Europea (European Space Agency).
"Todos desean saber si fue tan solo un golpe de suerte", cuenta Ellis. Y contesta: "Si son realmente las primeras
estrellas en el Universo, entonces debería de haber un gran número de ellas en el cielo". Los científicos podrán
saberlo cuando dispongan del Telescopio Espacial de Nueva Generación de la NASA (Next Generation Space
Telescope o NGST), que será lanzado al espacio en el año 2009. "El NGST será capaz de detectar estos objetos sin
ayuda de las lentes gravitacionales", dice Ellis. "No habrá manera de cuestionarlo entonces; podremos contar las
primeras estrellas y averiguar qué tan antiguas son".
Entretanto, los astrónomos continuarán mirando a través de los lentes gravitacionales con la esperanza de echar un
vistazo a lo que emergió después de la Gran Explosión. Vale la pena mirar. Después de todo, extrañas galaxias y
desordenadas estrellas son solamente una muestra de lo que se puede hallar en el pasado.
*-*-*ABELL 2218
Tomado de http://personal.telefonica.terra.es/web/astrobasic/fotouniverso/es/pag17.htm
Si un punto brillante lejano, por ejemplo un quasar, es observado cuando una gran masa se interpone entre éste y el
observador, la desviación de los rayos de luz generan un efecto lente. El resultado es que, justo como ocurre con
una lente óptica, la luz se enfoca y el objeto se ve más brillante. También pueden aparecer imágenes multiples del
mismo objeto.
Una galaxia masiva produce la curvatura del espacio a su alrededor, lo cual hace que la luz se desvíe. Si esta
galaxia no se observa porque tiene poco brillo, o si lo que tenemos es un cuerpo masivo que no emite luz, el efecto
de lente gravitacional nos permite la detección de materia oscura, revelada por las imágenes múltiples de la fuente
de luz lejana.
El arco en Abell 370 fue el primero en ser descubierto, en 1985. Ambos lados presentan la misma distribución de
energía y, por lo tanto, ambos pertenecen a la misma estructura. Se trataba de una galaxia joven, relativamente
cercana. Todos estos resultados confirman que el arco en Abell 370 se debe a una lente gravitacional que altera la
radiación de una galaxia cercana.
Está claro que la observación de estos arcos gigantes en distantes cúmulos de galaxias ha abierto nuevos campos de
investigación del fenómeno de lentes gravitacionales. Podemos imaginar a los astrofísicos usando ricos cúmulos de
galaxias como telescopios gravitacionales para investigar objetos más distantes.
*-*-*Tomado de http://www.cnice.mecd.es/tematicas/cosmologia/2003_11/2003_11_05.html
LENTES GRAVITACIONALES
Es uno de los fenómenos más curiosos del universo observable. Está producido por el efecto lente gravitacional,
predicho por la teoría de la relatividad general de Einstein. Su acción más simple es desviar la luz que pasa por las
cercanías de un objeto masivo. La confirmación experimental de este resultado tuvo lugar durante un eclipse de
Sol, al observar una estrella que en la realidad estaba oculta por el disco solar. Pero también produce efectos más
complejos. Por ejemplo, la formación de imágenes virtuales.
Cuando la luz de una galaxia lejana, un cuasar, viaja por las proximidades de una galaxia o de un cúmulo de
galaxias, aparecen varias imágenes que corresponden al mismo cuasar. Todos los cuasares virtuales tienen las
mismas propiedades, pero la luz que emite cada uno de ellos recorre caminos distintos y llega al observador en
instantes diferentes. Midiendo los intervalos de tiempo que transcurren entre la recepción de las distintas señales y
la masa de la galaxia deflectora, es posible obtener directamente la constante de Hubble. El numero de cuasares
que muestran este efecto es pequeño, por lo que es necesario realizar observaciones sistemáticas con el fin de
obtener muestras más grandes.
-*-*-*-*
Tomado de http://www.cida.ve/quest.html
Proyecto QUEST (QUasar Equatorial Survey Team).
A. Los Objetivos Científicos
La astrofísica de partículas y cosmología es uno de los campos más emocionantes de la ciencia moderna al
combinar los esfuerzos para comprender el Universo como un todo con los estudios de las partículas elementales
de la naturaleza. Desdichadamente, esta área tan novedosa de la ciencia se caracteriza más por interrogantes que
por respuestas. Cuestiones esenciales siguen sin solución, como la cantidad y la naturaleza de la materia oscura que
se piensa compone más del 90% de la masa del Universo; el valor actual y la evolución temporal de la Constante
de Hubble, que define la tasa de expansión del Universo y, en consecuencia, su edad y comportamiento futuro; la
densidad media de la materia en proporción a la densidad "crítica" necesaria para cerrar el Universo; y, finalmente,
la posible existencia de una Constante Cosmológica no igual a cero y su relación con la expectativa de energía de
vacío predicha por la física de partículas.
Lentes gravitacionales a distancias cosmológicas resultan ser herramientas especialmente poderosas para indagar
sobre estas interrogantes. En los últimos 15 años ha sido descubierto un pequeño número de lentes gravitacionales.
A pesar de que esto es sumamente importante como demostración de que los efectos de lente gravitacional en
realidad si son observables, no se puede derivar ningún tipo de conclusión cuantitativa de esta muestra en parte por
el mínimo de ocurrencias y, en parte, por la forma sesgada en que se obtuvo esta muestra.
El objetivo del programa experimental que aquí se propone es recoger una muestra de cuasares afectados por lentes
gravitacionales entre una y dos órdenes de magnitud mayor que la actual muestra mundial y hacerlo con eficiencias
de selección experimental uniformes y cuidadosamente controladas. Con una muestra tan grande de lentes
gravitacionales aspiramos dirigir nuestra atención a los siguientes objetivos científicos:
1) Una búsqueda de materia oscura;
2) Obtener una medida de la Constante de Hubble, determinada sin utilizar la acostumbrada escalera de escalas de
distancia usando más bien medidas de retardo temporal de cuasares con imagenes múltiples.
3) Realizar una prueba de los modelos cosmológicos y una posible determinación de la Constante Cosmológica de
Einstein mediante la determinación de la dependencia que existe entre la dependencia del corrimiento al rojo de la
fuente sobre la probabilidad de ocurrencia de lente gravitacional y la evolución en el tiempo de la Constante de
Hubble.
B. El Lente Gravitacional
El lente gravitacional es un rico conjunto de fenómenos observables que se generan cuando la luz de una fuente
distante en su trayectoria hacia un observador pasa por la vecindad de una interpuesta concentración grande de
masa, que se denomina "lente". En las circunstancias apropiadas, la deflección gravitacional de la luz por la lente
predicha por Relatividad General causa una variedad de efectos como "los anillos de Einstein", la amplificación de
la intensidad aparente de la fuente o la separación de la fuente en dos o más imágenes.
Estos fenómenos usualmente se dividen en dos categorías: microlentes y macrolentes. Microlentes, como los recién
descubiertos eventos MACHO (Alcock et al. 1993), ocurren cuando la masa de la lente es relativamente pequeña,
unas pocas masas solares o menos como estrellas, enanas marrones, planetas jovianos, etc. En este caso, la
separación angular entre imágenes múltiples es mucho más pequeño que un segundo de arco y, en consecuencia,
imágenes separadas no se pueden resolver. El efecto observable es una amplificación tiempo dependiente de la
fuente, típicamente una estrella de una galaxia cercana o del abultamiento de nuestra propia galaxia, cuando la
lente pasa por delante de la fuente. Macrolente es la otra situación extrema donde la masa de la lente es
extremadamente grande - 109 masas solares o más, como una galaxia, cúmulo de galaxias, un agujero negro
masivo o cualquier otra hasta ahora desconocida gran concentración de masa. La fuente en este caso es una galaxia
distante muy brillante o, más probablemente, un Objeto CuasiEstelar (en esta proposición utilizaremos los términos
QSO o cuasar indistintamente para estos objetos aún cuando el termino cuasar generalmente se utiliza solo para
radiofuentes) a distancias cosmológicas. En el proyecto que aquí se propone se concentrará en macrolentes o
imágenes múltiples separadas de cuasares. También estudiaremos microlentes de cuasares como una prueba para la
existencia de materia oscura en los halos galácticos.
En muchos casos, la geometría exacta del sistema fuente-lente y la masa del objeto lente pueden ser determinadas
en forma precisa de las medidas. La utilización de lentes gravitacionales a distancias cosmológicas para determinar
la distribución de masa y la geometría general del universo promete ser una prueba especialmente poderosa de la
cosmología de partículas.
C. Situación Experimental Actual
La primera lente gravitacional de un cuasar, QSO 0957+561, se descubrió en 1979 (Walsh et al. 1979). En los 16
años desde entonces se han observado poco más de ocho lentes gravitacionales de cuasares. Algunas de estas lentes
se descubrieron accidentalmente, mientras que otras fueron el resultado de búsquedas de lentes gravitacionales en
las cuales típicamente unos cuantos cientos de cuasares, seleccionados de catálogos de cuasares, fueron observados
cuidadosamente. El catálogo más grande de cuasares contiene alrededor de 7.500 cuasares. Las ocho lentes
conocidas hasta la fecha son el resultado de la observación detallada de aproximadamente mil cuasares y la
observación poco menos sistemática de unos miles de cuasares más. Los cuasares seleccionados para un examen
detallado para efectos de lente gravitacional no representan una muestra sin sesgo, al contrario, fueron
seleccionados en una forma muy sesgada para maximizar la probabilidad de conseguir lentes. Por tal motivo, no es
fácil obtener una medida de la probabilidad de lentes para cuasares de la muestra actualmente conocida.
D. Ambito del Experimento
En el estudio acá propuesto se espera estudiar una muestra de 600.000 cuasares para busqueda de Lentes
Gravitacionales. Esto es mucho más que el catálogo de cuasares más grande en existencia, y por tal motivo también
realizaremos una nueva y extensiva búsqueda de cuasares mirando todo el cielo visible desde muy cerca del
ecuador (casi una tercera del total de 4-pi sterradios del cielo). Esto debe arrojar como resultado una muestra de
entre varios cientos hasta varios miles de lentes gravitacionales, dependiendo del valor (actualmente desconocido)
que resulte para la probabilidad cuasares lentes gravitacionales. Esta será una muestra entre una y dos ordenes de
magnitud mayor que la actual muestra mundial. Ya que el lente gravitacional es una herramienta única para el
estudio experimental de muchas de las interrogantes fundamentales de la cosmología, una muestra tan grande de
lentes permitirá una nueva visión de los tópicos señalados arriba como las metas científicas de este proyecto.
E. Recursos Requeridos
Los recursos necesarios para la realización de este ambicioso proyecto se pueden separar en dos categorías
distintas:
1. Telescopios
Aspiramos lograr una mejora cuantitativa sustancial sobre las búsquedas de lentes anteriores en dos formas. Una es
utilizando un telescopio grande y muy luminoso tipo Schmidt con un campo de 5° x 5° comparado con los campos
de ½° x ½° hasta 1° x 1° de otros telescopios (esto es un factor de incremento de 25 a 100 veces en el área del cielo
cubierta por unidad de tiempo). Aspiramos poder, por primera vez, equipar totalmente el campo visual de un
telescopio Schmidt grande con detectores CCD. Otra es tener un telescopio de este tipo con una buena parte de su
tiempo de observación dedicado a esta búsqueda, en vez de las pocas noches que generalmente están disponibles
para este tipo de búsqueda. Ya hemos logrado y convenio de colaboración con el Centro de Investigaciones de
Astronomía (CIDA) de Mérida, Venezuela para el uso dedicado de su telescopio Schmidt f/3 de 1 metro para esta
búsqueda.
Además de la búsqueda de cuasares, habrá también una gran cantidad d trabajo adicional como espectroscopía
detallada para cerciorarse que imágenes múltiples son de hecho del mismo cuasar, búsqueda minuciosa para
identificar galaxias visibles como lentes (lentes invisibles son candidatos obvios para materia oscura) y los tediosos
estudios de variabilidad y retardo temporal de cuasares necesarios para las medidas de la Constante de Hubble y los
microlentes. Para estas observaciones de seguimiento, hemos obtenido el derecho de uso de tres telescopios más, el
WIYN (Wisconsin-Indiana-Yale-NOAO) de 3,5 metros ubicado en Kitt Peak (uso ocasional), el reflector de 1
metro de Yale en Cerro Tololo, Chile (tiempo parcial) y el reflector de 1 metro del CIDA en Venezuela (mayor
parte del tiempo). Por tal motivo creemos tener suficiente disponibilidad de telescopios para la realización de este
proyecto.
2. Detector CCD de gran tamaño
El precio que uno debe pagar por el extenso campo y velocidad (f/3) de un telescopio Schmidt grande es que ellos
tienen un plano focal muy grande que debe ser cubierto por detectores CCD y se requiere de pixeles muy pequeños
para aprovechar la resolución angular disponible. En el caso del Schmidt del CIDA que pensamos utilizar, el plano
focal es de 25 cm. de diámetro y necesita pixeles de 7,5 x 7,5 micrones (1 segundo de arco corresponde a 15
micrones en el plano focal). Hasta ahora, nadie ha podido aprovechar el campo visual total de un telescopio
Schmidt ya que los arreglos CCD en uso hoy día son mucho más pequeños que estos. Sin embargo, el Grupo de
Física de Partículas de Yale es uno de los colaboradores que actualmente construye un detector de vértice CCD
mejorado para el experimento de física de partículas SLD en SLAC, que es mucho más grande y complejo que el
requerido para este proyecto (el detector SLD utiliza el área cubierta por aproximadamente 100 CCDs cada uno de
8 x 1,6 cm.).
Aprovechando esta experiencia (ingenieros y técnicos experimentados, local muy limpio con la instrumentación
apropiada, etc.) estamos seguros que podemos construir el detector CCD requerido de una forma costo-efectiva. La
electrónica de control y lectura y el sistema de adquisición de datos, aunque parece formidable, parece asequible
utilizando la pericia en física de partículas y astronomía de los grupos de las Universidad de Yale, la Universidad
de Indiana y el Centro de Investigaciones de Astronomía CIDA.