sir - Revista Hipótesis - Universidad de los Andes

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Lentes gravitacionales:
la herramienta cósmica de Einstein
Andrés Alejandro Plazas Malagón
Lentes gravitacionales:
la herramienta cósmica de Einstein
Andrés Alejandro
Plazas Malagón
Ph. D. Investigador asociado
(posdoctoral) en lentes
gravitacionales débiles
del Grupo de Cosmología
del Brookhaven National
Laboratory en Upton,
Nueva York, Estados Unidos.
[email protected]
La teoría general de la relatividad es considerada como uno de los
más grandes logros de la mente humana debido a su elegancia
matemática y a los profundos y radicales cambios que introdujo
en conceptos fundamentales de la física como espacio, tiempo,
masa y energía [1]. Fue publicada por el famoso físico alemán Albert Einstein (1879-1955) en 1916 [2] como una generalización
de su teoría de la relatividad especial (1905) y de la ley de gravitación universal del inglés sir Isaac Newton (1642-1727). La relatividad general propone que la gravedad debería ser concebida
como una propiedad geométrica del espacio-tiempo —la estructura matemática que unifica los conceptos clásicos de espacio y
tiempo, y de la cual ya Einstein había hablado en su relatividad
especial—,1 más que como una fuerza en el sentido clásico de la
ley de gravitación de Newton. Einstein propone en su teoría que
cualquier distribución de masa o energía distorsiona el espaciotiempo a su alrededor. Además, según la relatividad especial, la
masa puede ser pensada como una medida de la energía en reposo de un cuerpo.
Una de las conjeturas de la relatividad general es que esta curvatura espacio-temporal hace que la trayectoria espacial de un rayo de luz que pase cerca de la distribución de masa se desvíe de su dirección
original, por un ángulo que es directamente proporcional al potencial gravitacional generado por esa
masa e inversamente proporcional a la distancia entre los dos (figura 1). En el caso de una lente puntual,
la constante de proporcionalidad está dada por el cuádruple de la razón entre la constante de gravitación
universal (G) y el cuadrado de la velocidad de la luz (c), que es constante.
Este efecto es análogo a la desviación de la luz cuando pasa de un medio a otro, por ejemplo, del aire
a una lente de cristal (figura 2) o a un vaso de agua (un efecto conocido como refracción). A causa de
esto, este fenómeno recibe el nombre de efecto de lentes gravitacionales. Sin embargo, se debe tener en
cuenta que la analogía no es perfecta.
El desarrollo del concepto del espacio-tiempo supuso un cambio de paradigma radical en la concepción del mundo. Al respecto, el matemático ruso H.
Minkovski (1864-1909) —profesor de A. Einstein durante su paso por el Instituto Politécnico de Zurich— escribió en 1907: “Las ideas sobre el espacio y el
tiempo que deseo mostrarles hoy descansan en el suelo firme de la física experimental, en la cual yace su fuerza. Son ideas radicales. Por lo tanto, el espacio
y el tiempo por separado están destinados a desvanecerse entre las sombras y tan solo una unión de ambos puede representar la realidad” [3].
1
42 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014
A diferencia del caso de refracción, en el cual la velocidad de
la luz es diferente según el medio en el que se propague, en
una lente gravitacional la velocidad de la luz permanece constante (su valor en el vacío es el mismo), y, consecuentemente,
el ángulo de desviación causado por una lente gravitacional no
depende de la longitud de onda (el color) de la luz. Por lo tanto,
no se presentan fenómenos cromáticos como el de la difracción,
responsable en parte, por ejemplo, de la formación del arcoíris.
De igual forma, la magnitud de la desviación de la luz disminuye
con la distancia desde el centro de la lente gravitacional, contrario a lo que sucede con una lente cóncava convencional. Esto
implica que los rayos no convergerán en un único punto focal,
sino en una línea focal.
La desviación de las trayectorias lumínicas no es la única consecuencia de las lentes gravitacionales. Al igual que con una lente
convencional, la imagen de una fuente de luz detrás de esta
lente gravitacional —una galaxia lejana, por ejemplo— se verá
distorsionada y más brillante, o en algunos casos, menos brillante. Más aún, para objetos no puntuales, si la alineación entre la
fuente de luz (p. ej., galaxia), la lente gravitacional (p. ej., otra galaxia o un cúmulo de galaxias) y el observador (p. ej., nosotros en
la Tierra, o el telescopio Hubble en el espacio) es casi perfecta,
¡se verán múltiples imágenes distorsionadas del objeto original!
El caso más marcado ocurre cuando el alineamiento es exacto:
la imagen de la fuente que veremos alrededor de la lente gravitacional será un anillo —llamado anillo de Einstein— de tamaño
angular proporcional a la masa de la lente (figuras 2 y 5).
Las lentes gravitacionales son una herramienta muy poderosa a
la hora de estudiar fenómenos astrofísicos y cosmológicos. Esta
técnica es usada actualmente por muchos investigadores en
proyectos en todo el mundo. Antes de explorar las aplicaciones
de las lentes gravitacionales para entender el universo, haremos
un recorrido por el interesante desarrollo histórico de esta idea.
UN POCO DE HISTORIA
La primera mención de la idea de una posible desviación de
la trayectoria de la luz a causa de la gravedad se debe al químico y físico inglés Henry Cavendish (1731-1810), famoso por
descubrir el hidrógeno, entre otros logros. Newton ya se había
preguntado anteriormente en su Óptica por la posibilidad de la
desviación de la luz —a la que él consideraba compuesta de
corpúsculos, y no de ondas— debido a otros cuerpos, pero se
ha establecido que lo hizo en el contexto de la difracción de
la luz y no como consecuencia de la atracción gravitatoria [5].
Posteriormente, el matemático, geógrafo y astrónomo alemán
Johann Soldner (1776-1833) realizaría cálculos que condujeron
a concluir que un rayo de luz que pasase tangente al Sol se
desviaría un ángulo de aproximadamente 0,875 segundos de
arco de su trayectoria inicial. Para este cálculo, Soldner —al
igual que Cavendish— utilizó la teoría de gravitación newtoniana, cuyos axiomas fueron postulados en 1687 por sir Isaac
Newton, asumiendo, al igual que Newton, que la luz está compuesta de corpúsculos que experimentan la acción de la gravedad [3]. Casi cien años después, en 1911, durante una visita a
Berlín, Einstein reprodujo ese mismo resultado, aparentemente
sin conocer los cálculos de Soldner o Cavendish, y en los años
subsiguientes incluso contactó a colegas astrónomos para consultar con ellos la realización de mediciones para comprobar
su conjetura teórica. Sin embargo, su teoría de la gravedad no
Figura 1. Esquema de la curvatura del espacio-tiempo a causa de una concentración de masa. La trayectoria de un rayo de luz se distorsiona a causa de esta curvatura.
Fuente: http://www.huffingtonpost.com/2013/09/30/space-time-curvature-microchip_n_4016322.html
Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 43
Figura 2. Distorsión de la luz al pasar a través de una copa de vidrio. Según la alineación con la fuente de luz, se pueden generar imágenes múltiples (paneles de la derecha) o incluso un anillo (panel
inferior izquierdo). Análogamente, concentraciones de masa-energía pueden actuar como lentes gravitacionales, distorsionando la luz proveniente de objetos lejanos como galaxias. Sin embargo, la
analogía no es perfecta (véase el texto).
Fuente: http://kipac.stanford.edu/kipac/research/gravitational_lensing
sería completamente desarrollada antes de 1915, y un cálculo
más riguroso revelaría que el ángulo de desviación debería ser
1,75 segundos de arco, exactamente el doble de lo supuesto
anteriormente. No suponía que las partículas —o fotones— de
luz poseyeran un comportamiento newtoniano, sino que seguían
el análogo de trayectorias rectilíneas —llamadas geodésicas—
en el espacio-tiempo curvado por el Sol. No fue sino hasta 1919
que se presentaría la oportunidad de comprobar experimentalmente esta conjetura, en una expedición a la isla de Príncipe,
en África occidental, organizada por el astrónomo británico sir
Arthur Eddington (1882-1944), en la que se midió la posición
aparente de una estrella cercana al Sol durante un eclipse, y se
compararon los resultados con mediciones de su posición en
otras épocas del año, cuando su luz no era desviada por el Sol.
A pesar de que la medición de Eddington solo tenía un 20% de
precisión, esta confirmación2 de la relatividad general catapultó
Anteriormente, en 1915, Einstein ya había usado las ecuaciones de su teoría para explicar
satisfactoriamente el valor de la precesión anual del perihelio (el punto más cercano al Sol) de la
órbita de Mercurio. Su valor ya se había medido, pero no coincidía con los cálculos basados en
las leyes de Newton.
2
44 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014
casi inmediatamente la fama de Albert Einstein entre el público
general [4] (figura 3).
La posibilidad de que una estrella actuase como lente gravitacional para formar múltiples imágenes de otro cuerpo estelar
más lejano ya había sido estudiada por el mismo Einstein en
1912, un año después de su primer intento de calcular el ángulo de desviación de la luz debido a este mismo fenómeno.
Bosquejos geométricos y fórmulas correctas de esta situación
fueron recientemente descubiertos en uno de sus cuadernos de
investigación [3]. Tras la insistencia de Rudi W. Mandl, un científico aficionado checo que estaba interesado en la posibilidad de
lentes gravitacionales, Einstein publicó sus resultados en 1936
en la revista Science [4], pero expresaba su escepticismo de
que alguna vez se pudiese observar dicho fenómeno, ya que
la probabilidad de que dos estrellas se alineasen de tal manera
que permitieran la observación de imágenes múltiples era muy
baja, y el ángulo de separación entre las imágenes sería casi
imposible de medir. Para entonces, el físico ruso Orest Chwolson
(1852-1934) ya había publicado un artículo, en 1924, acerca de
Imagen de la estrella
Dirección inicial del rayo
Dirección final del rayo
Ángulo de desvío
δ
Rayo de luz de la estrella
Estrella
Cuerpo masivo (Sol,…)
Observador
Figura 3. Izquierda: Albert Einstein y sir Arthur Eddington. Derecha: desviación de la luz de una estrella debido a la distorsión espacio-temporal causada por la presencia del Sol.
Fuente. Izquierda: http://www.quotecollection.com/image-view.php?img=sir-arthur-eddington-2.jpg. Derecha: http://perso.wanadoo.es/antoni.salva/microlent_cas.html
lentes gravitacionales, en el que describía la posible formación
de un anillo de Einstein. Chwolson, evidentemente, no conocía
el trabajo de Einstein de 1912, que solo fue publicado en su
artículo de 1936 [3-6].
El artículo de Einstein sobre el efecto de lentes gravitacionales
despertó el interés de la comunidad astronómica acerca de este
fenómeno. Fue así que en 1937 el astrónomo suizo Fritz Zwicky
(1898-1974), del Instituto Tecnológico de California, razonó que
la probabilidad de ver imágenes dobles era mayor para galaxias
—o “nebulosas extragalácticas”, como se conocían en esa época— que para estrellas. También propuso que la magnificación
en el brillo causada por el efecto permitiría usar la lente gravitacional como una especie de telescopio natural. De la misma
forma, el astrónomo jefe del Observatorio de la Universidad de
Princeton, Henry Russell (1877-1957), imaginó cómo el efecto
de lentes gravitacionales sería claramente apreciado durante
un eclipse en un planeta hipotético que girase al rededor de la
estrella compañera —una enana blanca— del sistema binario
Sirio, la estrella más brillante en el cielo, en la constelación del
Can Mayor [6].
El caso descrito por Einstein solamente es aplicable a situaciones idealizadas. En el cálculo de la formación del anillo de Einstein, por ejemplo, se supone que la lente es una masa puntual y
que hay simetría esférica, pero estas simplificaciones no ocurren
en situaciones reales. Posteriormente varios investigadores contribuyeron al desarrollo de la teoría del efecto de lentes gravitacionales para situaciones más complejas. Entre ellos, el noruego
Sjur Refsdal (1935-2009) desarrolló las ecuaciones básicas de
la teoría y mostró cómo se podría inferir la tasa de expansión
del universo, conocida como la constante de Hubble, usando
el hecho de que los haces de luz que conforman las múltiples
imágenes de un quásar recorren diferentes caminos en diferentes tiempos. Refsdal mostró que esta diferencia temporal de
semanas, o incluso meses, entre dos de las múltiples imágenes
producidas por la lente es proporcional a la constante de Hubble,
que se puede calcular si se mide la diferencia de tiempo y se
modela matemáticamente la lente gravitacional con alta precisión, algo que no es fácil [7] (figura 4, izquierda).
Como hemos visto, inicialmente el efecto de lentes gravitacionales solo se estudió en el contexto de estrellas o galaxias. Sin em-
Lente gravitacional
Imagen A
Galaxía
Observador
Cuásar
Imagen B
Figura 4. Izquierda: bosquejo de la desviación de la luz y posterior formación de dos imágenes del mismo quásar debido a una galaxia que actúa como lente gravitacional. Derecha: imagen astronómica del quásar doble 0957+561A y 0957+561B, que en realidad corresponde al mismo objeto luminoso en el fondo.
Fuente. Izquierda: http://www.seti.cl/curso-de-radioastronomia-basica-del-jet-propulsion-laboratory-jpl-capitulo-5/lente-gravitacional/. Derecha: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9d/
QSO_B0957%2B0561.jpg
Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 45
Figura 5. Sistema de cuatro imágenes del mismo quásar lejano causado por una lente gravitacional. Una configuración como esta se conoce como cruz de Einstein.
Fuente: http://en.wikipedia.org/wiki/Einstein_Cross#me
bargo, a finales de los años sesenta del siglo xx se descubrieron
objetos extragalácticos de gran luminosidad y que se encuentran a grandes distancias. Recibieron el nombre de quásares
(objetos “cuasiestelares”) y pronto el eslovaco Jeno Barnothy
(1904-1996) [8] los propuso como candidatos ideales para ser
observados a través de una lente gravitacional. Finalmente, en
1979 fue descubierto la primera lente gravitacional. Los investigadores Dennis Walsh (Inglaterra, 1933-2005), Robert Carswell
(Nueva Zelanda, 1933) y Ray Weymann (Estados Unidos) concluyeron, mediante análisis espectroscópicos, que las imágenes de
los dos quásares 0957+561A y 0957+561B en realidad correspondían al mismo objeto [10] (figura 4, derecha).
de entonces (figura 6). En las dos décadas finales del siglo xx
se desarrolló la teoría de cúmulos de galaxias, estrellas transitorias que actúan como lentes temporales (retomando la idea
original de Einstein en un efecto llamado microlentes; véase la
siguiente sección), e incluso la distribución de materia oscura a lo largo del universo (“lentes débiles”; véase la siguiente
sección) como posibles lentes gravitacionales. El número de
artículos científicos relacionados con el tema se ha incrementado inmensamente en las últimas décadas [6], ha marcado
una tendencia que continúa con el advenimiento de nuevos
proyectos y consolida las lentes gravitacionales como una técnica muy poderosa.
Con posterioridad a este descubrimiento, varias otras imágenes múltiples de quásares han sido descubiertas. Un ejemplo
impactante es la configuración, llamada cruz de Einstein, en
la que se forman cuatro imágenes alrededor de la lente; una
quinta imagen se forma en el centro, pero no se puede ver (figura 5). El primer anillo de Einstein se descubrió en 1988 [11],
y otros casos de este tipo también han sido hallados a partir
TIPOS DE LENTES GRAVITACIONALES
Y SUS APLICACIONES EN ASTROFÍSICA Y COSMOLOGÍA
46 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014
En términos generales, se distinguen tres tipos de lentes gravitacionales, según las diferentes escalas espaciales en las que
actúan, y la magnitud del efecto. Cada una tiene interesantes
aplicaciones en astrofísica y cosmología:
Lentes fuertes
Este es principalmente el régimen del que hemos hablado hasta
ahora, en el cual la lente es suficientemente masiva y la configuración geométrica de lente, observador y fuente permite observar imágenes múltiples, en el caso de fuentes puntuales como
quásares, imágenes distorsionadas en forma de arcos gigantes
o semiarcos, en el caso de fuentes extendidas como galaxias
(figura 7), o incluso anillos o semianillos de Einstein (figura 6).
Debido a que el efecto de la lente gravitacional depende del
potencial gravitacional de la lente —que puede ser una galaxia
o un cúmulo de galaxias—, el estudio riguroso de este tipo de
lentes puede dar información acerca de la masa total del deflector que actúa como lente.
Conocer la distribución de masa de la lente es muy importante, ya que actualmente sabemos que la masa total de una galaxia o cúmulo de galaxias no corresponde a la masa que se
infiere a partir de la luz que observamos de esos objetos. De
hecho, Zwicky, a quien ya hemos mencionado, fue de los primeros investigadores en notar esto. Numerosas observaciones
y diversos análisis indican contundentemente que estos objetos
cósmicos están sumergidos en un halo de lo que los astrofísicos han llamado materia oscura. La materia oscura, llamada
así porque solo interactúa a través de la gravedad y no emite ni
absorbe ningún tipo de radiación electromagnética, incluyendo
la luz visible, corresponde a cerca del 25% del contenido total
de materia y energía del universo, y actualmente hay numerosas
teorías y experimentos diseñados con el objetivo de saber exactamente qué es. Las lentes gravitacionales fuertes son una gran
herramienta para “pesar” el universo, podríamos decirlo así, y
aprender de este modo un poco más acerca de este misterioso
componente.
Otra aplicación de las lentes gravitacionales fuertes es la posibilidad de usar la diferencia en el tiempo de llegada de las
imágenes múltiples para conocer el valor de la constante de
Hubble, como se mencionó anteriormente. La constante de Hubble es uno de los parámetros más importantes en los modelos
cosmológicos actuales del universo.
Lentes débiles
Las lentes gravitacionales fuertes producen imágenes espectaculares, pero las condiciones para observar este fenómeno son
muy fortuitas, pues las galaxias lejanas tienen que estar casi
alineadas con una lente de gran masa. Sin embargo, el hecho de
que existen distribuciones de materia —oscura, principalmente— entre las galaxias lejanas y nosotros quiere decir que las
imágenes de todas esas galaxias y de otros objetos lejanos están distorsionadas. La magnitud de este efecto es del orden del
1%. En otras palabras, una galaxia cuya forma general pueda
ser modelada con una elipse de elipticidad 0,3 (un círculo tiene
elipticidad cero), verá su forma modificada a otra elipse con elipticidad 0,303, un cambio que es prácticamente imperceptible.
Al igual que en el caso de las lentes fuertes, también hay una
magnificación de la imagen de la fuente, pero es difícil de observar —¡aunque no imposible!—, y el efecto que más se investiga
es el cambio en las formas de las galaxias, que tendrán una
tendencia a ser alineadas perpendicularmente al centro de la
sobredensidad de materia oscura que causa la desviación de la
luz. Como este cambio es tan pequeño, es imposible detectarlo
en una sola galaxia. Por lo tanto, se requiere analizar estadísticamente la forma de millones de galaxias para poder detectar el
efecto de lentes débiles. Para lograr esto, se deben realizar suposiciones para simplificar el problema: primero, que las formas
Figura 6. la galaxia roja en el centro actúa como lente gravitacional. La imagen en forma de herradura azul corresponde a una galaxia lejana. El alineamiento es casi perfecto y se forma un anillo de
Einstein semicompleto.
Fuente. Izquierda: http://apod.nasa.gov/apod/ap111221.html, esa/Hubble y nasa
Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 47
Figura 7. El cúmulo de galaxias Abell 2218 (galaxias elípticas amarillas) . Las imágenes de galaxias cercanas al centro del cúmulo se distorsionan de una manera obvia (arcos azules) en un ejemplo
de lentes fuertes. Las otras galaxias también están distorsionadas por el efecto, pero este se debe detectar estadísticamente, pues entra en el dominio de las lentes débiles.
Fuente: http://apod.nasa.gov/apod/image/0110/a2218c_hst_big.jpg
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de las galaxias se pueden modelar como elipses, que no siempre es cierto, y segundo, que están distribuidas aleatoriamente,
algo que probablemente es cierto, debido a que se ha observado
que, a grandes escalas espaciales, el universo es isotrópico, es
decir, que se ve igual en todas las direcciones.
De esta manera, cualquier desviación estadística se puede
atribuir a la señal de las lentes débiles. Identificando completamente esta señal a lo largo del cielo podemos caracterizar la
distribución de materia oscura del universo. Si hacemos esto a
diferentes distancias, es posible estudiar cómo las correlacio-
Figura 8. Arriba, izquierda: distribución idealizada de galaxias, modeladas como círculos. Arriba, derecha: galaxias distorsionadas en elipses por distribución de materia oscura entre ellas y el observador. En realidad, las galaxias ya poseen una elipticidad intrínseca, lo que complica la medición de la señal de lentes débiles. Abajo: primer mapa de la distribución tridimensional de la elusiva e invisible
materia oscura a lo largo de parte de la historia del universo, usando la técnica de lentes gravitacionales débiles. La evolución en el tiempo de esta distribución (de derecha a izquierda) también ayuda
a entender más acerca de la energía oscura.
Fuente. Arriba: http://spiff.rit.edu/classes/phys443/lectures/cluster_2/cluster_2.html. Abajo: http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2007/01/3D_distribution_of_dark_matter_in_the_Universe
Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 49
4
Magnificación
3
Magnificación producida
por la estrella
Desviación debida
al exoplaneta
2
1
0
-20
0
Tiempo en días
20
Figura 9. Magnificación del flujo de luz de una estrella lejana por otra estrella que pasa enfrente y que cuenta con un planeta en órbita, debido el efecto de microlentes gravitacionales.
Fuente: http://perso.wanadoo.es/antoni.salva/microlent_cas.html
nes estadísticas de la señal evolucionan con el tiempo, pues
diferentes distancias corresponden a diferentes momentos en
el pasado del universo, debido a que la velocidad de la luz es
finita y la información de galaxias lejanas —que no puede viajar
más rápido que la luz— se demora en llegar hasta nosotros. Así
podemos saber cómo el universo ha evolucionado a lo largo de
su historia (figura 8).
Esto nos permite estudiar otro de los problemas actuales más
importantes no solo en la cosmología, sino en la física moderna:
la naturaleza de la energía oscura. ¿Qué es la energía oscura?
En 1998 dos equipos independientes, al analizar explosiones de
estrellas lejanas llamadas supernovas, descubrieron que el universo se estaba expandiendo de una manera acelerada, es decir,
cada vez más y más rápido. En la década de 1920 ya se había
observado que el universo se está expandiendo —proveyendo
parte de la evidencia experimental de la teoría del big bang—,
pero se esperaba que lo estuviera haciendo a una tasa cada
vez menor, debido a la gravedad atractiva de la materia en él.
La energía oscura es el nombre que se le da al agente causativo de la expansión del universo. Desde su descubrimiento, su
existencia se ha corroborado experimentalmente por medio de
otras técnicas, e incluso el Premio Nobel de Física del año 2011
les fue concedido a los líderes de los proyectos que infirieron su
existencia en 1998. Sin embargo —y a pesar de que muchas
explicaciones teóricas se han propuesto—, aún desconocemos
50 Hipótesis, Apuntes científicos uniandinos, núm. 17, 2014
de qué se trata en verdad. Los datos obtenidos hasta ahora son
consistentes con un modelo cosmológico en el que la energía
oscura aporta un poco menos del 70% del contenido total de
masa-energía del universo.
Como podemos ver, las lentes débiles son una herramienta
muy poderosa desde el punto de vista cosmológico. Debido a
su importancia, el efecto de lentes débiles es una técnica central en muchos experimentos actuales y futuros (por ejemplo,
Dark Energy Survey [12], Panoramic Survey Telescope & Rapid
Response System [13], Large Synoptic Survey Telescope [14],
euclid [15]).
Microlentes
En este caso, el cambio de la forma de la imagen de la fuente
de luz lejana es muy pequeño para ser medido, y las imágenes
múltiples que se forman están tan cerca angularmente que no
se pueden distinguir con ningún telescopio, debido a que la lente
gravitacional suele ser pequeña y muy poco masiva. A pesar de
esto, el cambio en brillo o magnitud de la fuente sí se puede
detectar, y la escala temporal en la que se mide este cambio
suele ser de días o semanas.
Esta técnica se ha utilizado para buscar cuerpos tenues y compactos que puedan actuar como candidatos de materia oscura,
como, por ejemplo, estrellas del tipo enanas marrones. En los
últimos años se ha utilizado como parte de las herramientas
para encontrar planetas en otros sistemas, además del nuestro,
planetas extrasolares. Básicamente, si una estrella que actúa
como lente posee un planeta en órbita a su alrededor que pasa
en frente de otra estrella más lejana, magnificará el flujo de
luz de esta de una manera predecible. Lo interesante es que
el planeta mismo generará otra pequeña magnificación, que se
puede medir sobre la curva del flujo de luz. Esto permite saber
la masa del planeta, su distancia respecto a la estrella, y reunir
información para saber si es un planeta similar al nuestro en
composición y tamaño, o de otro tipo (figura 9).
CONCLUSIÓN Y RESUMEN
En este artículo hemos presentado la idea de lentes gravitacionales como una consecuencia directa de la desviación de la luz
en el espacio-tiempo distorsionado por el potencial gravitacional
de una distribución de masa, de acuerdo con la teoría de la
relatividad general de Albert Einstein. Luego hemos realizado un
breve recorrido histórico del desarrollo de esta idea y su formalización matemática.
Las aplicaciones de esta técnica en diferentes situaciones astrofísicas y cosmológicas son numerosas. Hemos hecho un énfasis
en el papel central que este efecto juega en la resolución de problemas prominentes en la física y astronomía modernas, como
son la identificación de planetas extrasolares y la naturaleza de
la materia y la energía oscuras que, en conjunto, comprenden
casi 95% del total del contenido material del universo, dejando
el restante 5% a la materia “ordinaria”, de la cual estamos compuestos. El efecto de lentes gravitacionales, a pesar de presentar
numerosos retos para su medición debido a la naturaleza misma
de su señal, es una herramienta cósmica de gran potencial para
desentrañar los secretos del universo, y jugará un rol fundamental en gran parte de los experimentos presentes y futuros. •
REFERENCIAS
[1] Carroll S. Spacetime and geometry: an introduction to general
relativity. San Francisco: Addison Wesley; 2004.
[2] Einstein, A. Die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie.
Annalen der Physik 1916; 354(7): 769-880.
[3] Lorentz HA, Weyl H, Minkowski H et al. The principle of relativity: A collection of original memoirs on the special and general
theory of relativity. New York: Dover; 1952.
[4] Schneider P. Weak gravitational lensing, gravitational lensing:
strong, weak & micro. Lecture Notes of the 33rd Saas-Fee
Advanced Course. Berlin: Springer-Verlag; 2006
[5] Renn J, Sauer T, Stachel J. The origin of gravitational lensing:
a postscript to Einstein’s 1936 Science paper. Science 1997;
275(5297): 184-186.
[6] Einstein A. Lens-like action of a star by the deviation of light in
the gravitational field. Science 1936; 84(2188): 506-507.
[7] Valls-Gabaud D. The conceptual origins of gravitational lensing. aip Conference Proceedings 2006; 861(1): 1163.
[8] Wambsganss J. Gravitational lensing in astronomy. Living Reviews in Relativity 1998; 1(12): 1-72.
[9] Refsdal S. The gravitational lens effect. Monthly Notices of the
Royal Astronomical Society 1964; 128: 295-306.
[10] Barnothy JM. Quasars and the gravitational image intensifier.
The Astronomical Journal 1965; 70: 666.
[11] http://www.einstein-online.info/spotlights/grav_lensing_history.
[12] Walsh D, Carswell RF, Weymann RJ. 0957+561 A, B: twin
quasistellar objects or gravitational lens? Nature 1979;
279(5712): 381-384.
[13] Hewitt J. Unusual radio source MG1131+0456: a possible
Einstein ring. Nature 1988; 333(6173): 537-540.
[14] https://www.darkenergysurvey.org/es/index_es.shtml.
[15] http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/.
[16] http://www.lsst.org/lsst/.
[17] http://sci.esa.int/euclid/.
Universidad de los Andes, Facultad de Ciencias 51