Lente gravitacional

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Lente gravitacional
Esquema de trayectorias de luz en una lente gravitatoria. Las im√°genes de objetos distantes adquieren forma de arcos rodeando el objeto masivo intermedio.
Efectos de lentes gravitacionales observados en una imagen del telescopio espacial Hubble. La lente est√° formada por el cl√ļster de galaxias Abell 1689. Ampliada muestra im√°genes extendidas en arcos de galaxias distantes.
Simulación del efecto de lente gravitatorio (agujero negro), al pasar por delante de una galaxia de fondo.
Es la formación conocida como la Cruz de Einstein, cuatro imágenes del mismo cuásar lejano aparecen alrededor de una galaxia en primer plano debido a las lentes gravitacionales fuertes.

En astrofísica una lente gravitatoria, también denominada lente gravitacional, se forma cuando la luz procedente de objetos distantes y brillantes como quasares se curva alrededor de un objeto masivo (como una galaxia) situado entre el objeto emisor y el receptor.

Las lentes gravitacionales fueron predichas por la teor√≠a de la relatividad general de Einstein. En el a√Īo 1919 se pudo probar la exactitud de la predicci√≥n. Durante un eclipse solar el astr√≥nomo Arthur Eddington observ√≥ c√≥mo se curvaba la trayectoria de la luz proveniente de estrellas distantes al pasar cerca del Sol, produci√©ndose un desplazamiento aparente de sus posiciones. Los fen√≥menos de lentes gravitatorias pueden utilizarse para detectar la presencia de objetos masivos invisibles, tales como agujeros negros, la materia oscura e incluso planetas extrasolares.

Hay tres clases de fenómenos de lente gravitacional:

  1. Fuerte: distorsiones f√°cilmente visibles tales como formaci√≥n de anillos de Einstein, arcos y m√ļltiples im√°genes.
  2. D√©biles: distorsi√≥n d√©bil de los objetos de fondo que puede ser detectada √ļnicamente analizando un gran n√ļmero de los objetos de fondo.
  3. Microlente: sin distorsión aparente en la forma pero con variaciones débiles de la intensidad de luz de los objetos de fondo.

Una lente gravitacional act√ļa en todo tipo de radiaci√≥n electromagn√©tica y no √ļnicamente en luz visible. De hecho, este tipo de lentes carecen de aberraci√≥n crom√°tica, es decir, su efecto no depende de la longitud de onda de la luz sobre la que act√ļan, sino que es igual para todos los rangos del espectro electromagn√©tico, sea √©ste √≥ptico, infrarrojo, ultravioleta o cualquier otro. Esto permite poder analizar los objetos amplificados por la lente mediante las t√©cnicas habituales de fotometr√≠a o espectroscop√≠a astron√≥micas. Efectos de lentes gravitacionales han sido propuestos sobre la radiaci√≥n de fondo de microondas y sobre algunas observaciones de radio y rayos x.

Contenido

Aplicaciones astronómicas

Las lentes gravitacionales pueden utilizarse como en un telescopio para observar la luz procedente de objetos muy lejanos. Investigadores americanos fueron capaces de detectar la galaxia más lejana conocida gracias al efecto de lente gravitacional ejercido por la agrupación de galaxias Abell 2218. Estas observaciones fueron realizadas con el Telescopio espacial Hubble (15 de febrero de 2004). Tres planetas extrasolares han sido descubiertos también en eventos de microlentes gravitacionales. Esta técnica permitirá detectar la presencia de planetas de masa terrestre alrededor de estrellas parecidas al Sol si estos son comunes.

Adem√°s se pueden usar en sentido completamente inverso: a partir de la deformaci√≥n de las fuentes de fondo se puede deducir la distribuci√≥n de masa del objeto que hace de lente. Esto es especialmente √ļtil en el caso de c√ļmulos de galaxias, como el ya mencionado Abell 2218 o muchos otros. Esta t√©cnica tiene la ventaja de que es capaz de rastrear tambi√©n la materia oscura del c√ļmulo.

Simulación gráfica

La im√°gen de la derecha muestra una simulaci√≥n del efecto de lente gravitacional causado por un agujero negro de Schwarzschild al pasar por delante de una galaxia de fondo. Una imagen secundaria de la galaxia se puede ver dentro del radio de Einstein del agujero negro en el lado opuesto de la galaxia. La imagen secundaria crece (qued√°ndose dentro del anillo de Einstein) a medida que la imagen principal se acerca al agujero negro. El brillo superficial de las dos im√°genes se mantiene constante, pero su tama√Īo angular var√≠a, por lo tanto, produciendo una amplificaci√≥n de la luminosidad de la galaxia vistas por un observador distante. La amplificaci√≥n m√°xima se produce cuando la galaxia (o en este caso una parte brillante de la misma) esta exactamente detr√°s del agujero negro.

Véase también

Enlaces externos


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