Una lent gravitatòria és una distribució de matèria (per exemple, un cúmul de galàxies) entre una font de llum llunyana, que és capaç de doblegar la radiació del satèl·lit, passant cap a l'espectador i l'observador. Aquest efecte es coneix com a lent gravitacional i la quantitat de flexió és una de les prediccions d'Albert Einstein en relativitat general. La física clàssica també parla de la flexió de la llum, però això és només la meitat del que parla la relativitat general.
Creador
Tot i que Einstein va fer càlculs inèdits sobre aquest tema el 1912, Orest Chwolson (1924) i František Link (1936) es consideren generalment els primers a articular l'efecte de la lent gravitatòria. Tanmateix, encara s'associa més sovint amb Einstein, que va publicar un article el 1936.
Confirmació de la teoria
Fritz Zwicky va suggerir el 1937 que aquest efecte podria permetre que els cúmuls de galàxies actuïn com a lent gravitatòria. Només l'any 1979, aquest fenomen va ser confirmat per l'observació del quàsar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Descripció
A diferència d'una lent òptica, una lent gravitatòria produeix la màxima desviació de la llum que passa més a prop del seu centre. I el mínim del que s'estén més. Per tant, una lent gravitatòria no té un únic punt focal, però sí una línia. Aquest terme en el context de la desviació de la llum va ser utilitzat per primera vegada per O. J. Lodge. Va assenyalar que "és inacceptable dir que la lent gravitatòria del sol actua d'aquesta manera, ja que l'estrella no té una distància focal".
Si la font, l'objecte massiu i l'observador es troben en línia recta, la llum de la font apareixerà com un anell al voltant de la matèria. Si hi ha algun desplaçament, només es pot veure el segment. Aquesta lent gravitatòria va ser esmentada per primera vegada l'any 1924 a Sant Petersburg pel físic Orest Khvolson i treballada quantitativament per Albert Einstein el 1936. A la literatura generalment es coneix com a anells d'Albert, ja que el primer no es preocupava pel flux o el radi de la imatge.
La majoria de vegades, quan la massa de la lent és complexa (com ara un grup de galàxies o un cúmul) i no provoca una distorsió esfèrica de l'espai-temps, la font s'assemblaràarcs parcials dispersos al voltant de la lent. Aleshores, l'observador pot veure diverses imatges redimensionades del mateix objecte. El seu nombre i forma depenen de la posició relativa, així com de la simulació de lents gravitatòries.
Tres classes
1. Lents potents.
On hi ha distorsions fàcilment visibles, com ara la formació d'anells d'Einstein, arcs i imatges múltiples.
2. Lents febles.
On el canvi en les fonts de fons és molt menor i només es pot detectar mitjançant l'anàlisi estadística d'un gran nombre d'objectes per trobar només un petit percentatge de dades coherents. La lent mostra estadísticament com l'estirament preferit dels materials de fons és perpendicular a la direcció cap al centre. Mitjançant la mesura de la forma i l'orientació d'un gran nombre de galàxies llunyanes, es pot fer una mitjana de les seves ubicacions per mesurar el canvi del camp de la lent a qualsevol regió. Això, al seu torn, es pot utilitzar per reconstruir la distribució de masses: en particular, es pot reconstruir la separació de fons de la matèria fosca. Com que les galàxies són inherentment el·líptiques i el senyal de lents gravitacionals febles és petit, s'han d'utilitzar un nombre molt gran de galàxies en aquests estudis. Les dades febles de l'objectiu han d'evitar amb cura una sèrie de fonts importants de biaix: la forma interna, la tendència de la funció de propagació del punt de la càmera a distorsionar-se i la capacitat de la visió atmosfèrica per canviar les imatges.
Els resultats d'aquestsEls estudis són importants per avaluar les lents gravitacionals a l'espai per entendre i millorar millor el model Lambda-CDM i per proporcionar una comprovació de la coherència d' altres observacions. També poden oferir una limitació futura important a l'energia fosca.
3. Microlents.
On no hi ha cap distorsió visible a la forma, però la quantitat de llum rebuda de l'objecte de fons canvia amb el temps. L'objecte de la lent poden ser estrelles de la Via Làctia, i la font del fons són boles en una galàxia llunyana o, en un altre cas, un quàsar encara més llunyà. L'efecte és petit, de manera que fins i tot una galàxia amb una massa superior a 100.000 milions de vegades la del Sol produiria múltiples imatges separades només per un parell de segons d'arc. Els cúmuls galàctics poden produir separacions de minuts. En ambdós casos, les fonts són força llunyanes, molts centenars de megaparsecs del nostre univers.
Retards de temps
Les lents de gravetat actuen per igual sobre tots els tipus de radiació electromagnètica, no només sobre la llum visible. S'estudien efectes febles tant per al fons còsmic de microones com per a estudis galàctics. També es van observar lents fortes en els modes de ràdio i de raigs X. Si aquest objecte produeix diverses imatges, hi haurà un retard relatiu entre els dos camins. És a dir, en una lent, la descripció s'observarà abans que en l' altra.
Tres tipus d'objectes
1. Estrelles, restes, nanes marrons iplanetes.
Quan un objecte de la Via Làctia passa entre la Terra i una estrella llunyana, enfocarà i intensificarà la llum de fons. S'han observat diversos esdeveniments d'aquest tipus al Gran Núvol de Magallanes, un petit univers prop de la Via Làctia.
2. Galàxies.
Els planetes massius també poden actuar com a lents gravitacionals. La llum d'una font darrere de l'univers es doblega i s'enfoca per crear imatges.
3. Clústers de galàxies.
Un objecte massiu pot crear imatges d'un objecte llunyà que hi ha darrere, generalment en forma d'arcs estirats: un sector de l'anell d'Einstein. Les lents gravitacionals en cluster permeten observar lluminàries massa llunyanes o massa febles per ser vistes. I com que mirar llargues distàncies significa mirar cap al passat, la humanitat té accés a informació sobre l'univers primerenc.
Lent de gravetat solar
Albert Einstein va predir el 1936 que els raigs de llum en la mateixa direcció que les vores de l'estrella principal convergirien cap a un focus d'aproximadament 542 UA. Així, una sonda que estigui lluny (o més) del Sol la pot utilitzar com a lent gravitatòria per augmentar objectes llunyans del costat oposat. La ubicació de la sonda es pot canviar segons sigui necessari per seleccionar diferents objectius.
Drake Probe
Aquesta distància està molt més enllà de l'avenç i la capacitat dels equips de sondes espacials com ara la Voyager 1, i més enllà dels planetes coneguts, encara que durant mil·lennisSedna es mourà més en la seva òrbita altament el·líptica. L'elevat guany per detectar senyals potencials a través d'aquesta lent, com ara microones en una línia d'hidrogen de 21 cm, va fer que Frank Drake especulés en els primers dies de SETI que una sonda es podria enviar tan lluny. El SETISAIL polivalent i posteriorment FOCAL van ser proposats per l'ESA el 1993.
Però com era d'esperar, aquesta és una tasca difícil. Si la sonda passa 542 UA, les capacitats d'ampliació de l'objectiu continuaran funcionant a distàncies més llargues, ja que els raigs que s'enfoquen a distàncies més grans viatgen més lluny de la distorsió de la corona solar. Landis va fer una crítica d'aquest concepte, que va parlar de qüestions com ara la interferència, l'augment de gran objectiu que dificultaria el disseny del pla focal de la missió i l'anàlisi de la pròpia aberració esfèrica de la lent.
