Una lente gravitazionale è una distribuzione di materia (ad esempio un ammasso di galassie) tra una sorgente di luce distante, che è in grado di piegare la radianza dal satellite, passando verso lo spettatore, e l'osservatore. Questo effetto è noto come lente gravitazionale e la quantità di flessione è una delle previsioni di Albert Einstein nella relatività generale. La fisica classica parla anche della curvatura della luce, ma questa è solo la metà di ciò di cui parla la relatività generale.
Creatore
Sebbene Einstein abbia fatto calcoli inediti su questo argomento nel 1912, Orest Chwolson (1924) e František Link (1936) sono generalmente considerati i primi ad articolare l'effetto della lente gravitazionale. Tuttavia, è ancora più comunemente associato a Einstein, che pubblicò un articolo nel 1936.
Conferma della teoria
Fritz Zwicky suggerì nel 1937 che questo effetto potrebbe consentire agli ammassi di galassie di agire come una lente gravitazionale. Solo nel 1979 questo fenomeno fu confermato dall'osservazione del quasar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Descrizione
A differenza di una lente ottica, una lente gravitazionale produce la massima deflessione della luce che passa più vicino al suo centro. E il minimo di quello che si estende oltre. Pertanto, una lente gravitazionale non ha un singolo punto focale, ma ha una linea. Questo termine nel contesto della deflessione della luce è stato utilizzato per la prima volta da O. J. Loggia. Ha osservato che "è inaccettabile dire che la lente gravitazionale del sole agisca in questo modo, poiché la stella non ha una lunghezza focale."
Se la sorgente, l'oggetto massiccio e l'osservatore si trovano in linea retta, la luce della sorgente apparirà come un anello attorno alla materia. Se è presente un offset, è invece possibile visualizzare solo il segmento. Questa lente gravitazionale fu menzionata per la prima volta nel 1924 a San Pietroburgo dal fisico Orest Khvolson e elaborata quantitativamente da Albert Einstein nel 1936. Generalmente indicato in letteratura come anelli Albert, poiché il primo non riguardava il flusso o il raggio dell'immagine.
Molto spesso, quando la massa della lente è complessa (come un gruppo di galassie o un ammasso) e non provoca una distorsione sferica dello spazio-tempo, la sorgente assomiglieràarchi parziali sparsi intorno alla lente. L'osservatore può quindi vedere più immagini ridimensionate dello stesso oggetto. Il loro numero e la loro forma dipendono dalla posizione relativa, nonché dalla simulazione delle lenti gravitazionali.
Tre classi
1. Lenti forti.
Dove ci sono distorsioni facilmente visibili, come la formazione di anelli di Einstein, archi e immagini multiple.
2. Lente debole.
Dove il cambiamento nelle sorgenti in background è molto più piccolo e può essere rilevato solo dall'analisi statistica di un gran numero di oggetti per trovare solo una piccola percentuale di dati coerenti. L'obiettivo mostra statisticamente come l'allungamento preferito dei materiali di sfondo sia perpendicolare alla direzione verso il centro. Misurando la forma e l'orientamento di un gran numero di galassie lontane, è possibile calcolare la media delle loro posizioni per misurare lo spostamento del campo della lente in qualsiasi regione. Questo, a sua volta, può essere utilizzato per ricostruire la distribuzione della massa: in particolare, è possibile ricostruire la separazione di fondo della materia oscura. Poiché le galassie sono intrinsecamente ellittiche e il debole segnale di lente gravitazionale è piccolo, in questi studi è necessario utilizzare un numero molto elevato di galassie. I dati deboli dell'obiettivo devono evitare accuratamente una serie di importanti fonti di distorsione: la forma interna, la tendenza della funzione di diffusione del punto della fotocamera a distorcere e la capacità della visione atmosferica di modificare le immagini.
I risultati di questigli studi sono importanti per valutare le lenti gravitazionali nello spazio per comprendere e migliorare meglio il modello Lambda-CDM e per fornire un controllo di coerenza su altre osservazioni. Possono anche fornire un importante vincolo futuro all'energia oscura.
3. Microlenti.
Dove nessuna distorsione è visibile nella forma, ma la quantità di luce ricevuta dall'oggetto sullo sfondo cambia nel tempo. L'oggetto del lensing possono essere le stelle nella Via Lattea e la fonte dello sfondo sono le sfere in una galassia lontana o, in un altro caso, un quasar ancora più distante. L'effetto è piccolo, tanto che anche una galassia con una massa maggiore di 100 miliardi di volte quella del Sole produrrebbe immagini multiple separate solo da un paio di secondi d'arco. Gli ammassi galattici possono produrre separazioni di minuti. In entrambi i casi, le sorgenti sono abbastanza lontane, molte centinaia di megaparsec dal nostro universo.
Ritardi di tempo
Le lenti a gravità agiscono allo stesso modo su tutti i tipi di radiazioni elettromagnetiche, non solo sulla luce visibile. Gli effetti deboli sono studiati sia per il fondo cosmico a microonde che per studi galattici. Lenti forti sono state osservate anche in modalità radio e raggi X. Se un tale oggetto produce più immagini, ci sarà un ritardo relativo tra i due percorsi. Cioè, su una lente, la descrizione verrà osservata prima che sull' altra.
Tre tipi di oggetti
1. Stelle, resti, nane brune epianeti.
Quando un oggetto nella Via Lattea passa tra la Terra e una stella lontana, si concentrerà e intensificherà la luce di fondo. Diversi eventi di questo tipo sono stati osservati nella Grande Nube di Magellano, un piccolo universo vicino alla Via Lattea.
2. Galassie.
I pianeti massicci possono anche fungere da lenti gravitazionali. La luce proveniente da una sorgente dietro l'universo viene piegata e focalizzata per creare immagini.
3. Ammassi di galassie.
Un oggetto massiccio può creare immagini di un oggetto distante che giace dietro di esso, di solito sotto forma di archi allungati - un settore dell'anello di Einstein. Le lenti gravitazionali a grappolo consentono di osservare luminari troppo lontani o troppo deboli per essere visti. E poiché guardare a lunghe distanze significa guardare al passato, l'umanità ha accesso alle informazioni sull'universo primordiale.
Lente a gravità solare
Albert Einstein predisse nel 1936 che i raggi di luce nella stessa direzione dei bordi della stella principale sarebbero convergenti verso un fuoco a circa 542 UA. Quindi una sonda lontana (o più) dal Sole può usarla come lente gravitazionale per ingrandire oggetti distanti sul lato opposto. La posizione della sonda può essere spostata secondo necessità per selezionare target diversi.
Sonda Drake
Questa distanza è ben oltre l'avanzamento e la capacità delle apparecchiature delle sonde spaziali come il Voyager 1 e oltre i pianeti conosciuti, anche se per millenniSedna si sposterà ulteriormente nella sua orbita altamente ellittica. L' alto guadagno per il potenziale rilevamento di segnali attraverso questa lente, come le microonde su una linea di idrogeno di 21 cm, ha portato Frank Drake a ipotizzare nei primi giorni di SETI che una sonda potesse essere inviata così lontano. Il multiuso SETISAIL e successivamente FOCAL sono stati proposti dall'ESA nel 1993.
Ma come previsto, questo è un compito difficile. Se la sonda supera i 542 AU, le capacità di ingrandimento dell'obiettivo continueranno a funzionare a distanze maggiori, poiché i raggi che vengono a fuoco a distanze maggiori si allontanano dalla distorsione della corona solare. Una critica a questo concetto è stata fornita da Landis, che ha discusso questioni come l'interferenza, l' alto ingrandimento del bersaglio che avrebbe reso difficile la progettazione del piano focale della missione e l'analisi dell'aberrazione sferica dell'obiettivo.
