Diferencia entre revisiones de «Lente gravitatoria»

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== Simulación gráfica ==
== Simulación gráfica ==
La imagen de la derecha muestra una simulación del efecto de lente gravitacional causado por un [[métrica de Schwarzschild|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 (quedándose dentro del anillo de Einstein) a medida que la imagen principal se acerca al agujero negro. El [[brillo superficial]] de las dos imágenes se mantiene constante, pero su [[tamaño angular]] varía, por lo tanto, produciendo una amplificación de la luminosidad de la galaxia vistas por un observador distante. La amplificación máxima se produce cuando la galaxia (o en este caso una parte brillante de la misma) esta exactamente detrás del agujero negro.
La imagen de la derecha muestra una simulación del efecto de lente gravitacional causado por un [[métrica de Schwarzschild|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 (quedándose dentro del anillo de Einstein) a medida que la imagen principal se acerca al agujero negro. El [[brillo superficial]] de las dos imágenes se mantiene constante, pero su [[tamaño angular]] varía, por lo tanto, produciendo una amplificación de la luminosidad de la galaxia vistas por un observador distante. La amplificación máxima se produce cuando la galaxia (o en este caso una parte brillante de la misma) esta exactamente detrás del agujero negro.

==Medición de lentes débiles==
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Las galaxias tienen rotaciones e inclinaciones aleatorias. Como resultado, los efectos de cizallamiento en lentes débiles deben determinarse por orientaciones estadísticamente preferidas. La principal fuente de error en la medición de lentes se debe a la convolución de la PSF con la imagen lente. El método KSB mide la elipticidad de la imagen de una galaxia. La cizalladura es proporcional a la elipticidad. Los objetos de las imágenes lente se parametrizan en función de sus momentos cuadrupolares ponderados. Para una elipse perfecta, los momentos cuadrupolares ponderados están relacionados con la elipticidad ponderada. KSB calcula cómo una medida de elipticidad ponderada está relacionada con la cizalla y utiliza el mismo formalismo para eliminar los efectos de la PSF.<ref>{{cite book |title=Gravitational Lensing: An Astrophysical Tool |edition=ilustrated |first1=Frederic Courbin, Dante Minniti |last1=Frederic Courbin, Dante Minniti |publisher=Springer |year=2008 |isbn=978-3-540-45857-9 |page=69 |url=https://books.google.com/books?id=TsxrCQAAQBAJ&pg=PA69}</ref>

Las principales ventajas del KSB son su facilidad matemática y su aplicación relativamente sencilla. Sin embargo, la KSB se basa en la suposición clave de que la PSF es circular con una distorsión anisotrópica. Se trata de una suposición razonable para los sondeos de cizalladura cósmica, pero la próxima generación de sondeos (por ejemplo, [[Large Synoptic Survey Telescope|LSST]]) puede necesitar una precisión mucho mayor que la que puede proporcionar el KSB.


==Referencias==
==Referencias==

Revisión del 22:25 18 feb 2023

Esquema de trayectorias de luz en una lente gravitatoria. Las imágenes 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 está formada por el clúster de galaxias Abell 1689. Ampliada muestra imágenes 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 teoría de la relatividad general de Einstein. En el año 1919 se pudo probar la exactitud de la predicción. Durante un eclipse solar el astrónomo Arthur Eddington observó cómo se curvaba la trayectoria de la luz proveniente de estrellas distantes al pasar cerca del Sol, produciéndose un desplazamiento aparente de sus posiciones. Los fenómenos 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 fácilmente visibles tales como formación de anillos de Einstein, arcos y múltiples imágenes.
  2. Débiles: distorsión débil de los objetos de fondo que puede ser detectada únicamente analizando un gran número 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 actúa en todo tipo de radiación electromagnética y no únicamente en luz visible. De hecho, este tipo de lentes carecen de aberración cromática, es decir, su efecto no depende de la longitud de onda de la luz sobre la que actúan, sino que es igual para todos los rangos del espectro electromagnético, sea este óptico, infrarrojo, ultravioleta o cualquier otro. Esto permite poder analizar los objetos amplificados por la lente mediante las técnicas habituales de fotometría o espectroscopia astronómicas. Efectos de lentes gravitacionales han sido propuestos sobre la radiación de fondo de microondas y sobre algunas observaciones de radio y rayos x.

Al modelar la luz como corpúsculos que viajan a la velocidad de la luz, la física newtoniana también predice el doblado de la luz, pero solo en la mitad de lo que predice la teoría de relatividad general.[1]​[2]​[3]​[4]​

Aplicaciones astronómicas

Las lentes gravitacionales pueden utilizarse como en un telescopio para observar la luz procedente de objetos muy lejanos. Investigadores estadounidenses 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.

Además se pueden usar en sentido completamente inverso: a partir de la deformación de las fuentes de fondo se puede deducir la distribución de masa del objeto que hace de lente. Esto es especialmente útil en el caso de cúmulos de galaxias, como el ya mencionado Abell 2218 o muchos otros. Esta técnica tiene la ventaja de que es capaz de rastrear también la materia oscura del cúmulo.

Simulación gráfica

La imagen de la derecha muestra una simulación 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 (quedándose dentro del anillo de Einstein) a medida que la imagen principal se acerca al agujero negro. El brillo superficial de las dos imágenes se mantiene constante, pero su tamaño angular varía, por lo tanto, produciendo una amplificación de la luminosidad de la galaxia vistas por un observador distante. La amplificación máxima se produce cuando la galaxia (o en este caso una parte brillante de la misma) esta exactamente detrás del agujero negro.

Medición de lentes débiles

Galaxy cluster MACS J2129-0741 and lensed galaxy MACS2129-1.[5]​

Kaiser, Squires y Broadhurst (1995),[6]​ Luppino & Kaiser (1997)[7]​ y Hoekstra et al. (1998) prescribieron un método para invertir los efectos de la función de dispersión de puntos (PSF) de corrimiento y cizallamiento, recuperando un estimador de cizallamiento no contaminado por la distorsión sistemática de la PSF. Este método (KSB+) es el más utilizado en las mediciones de cizalladura de lentes débiles.[8]​[9]​

Las galaxias tienen rotaciones e inclinaciones aleatorias. Como resultado, los efectos de cizallamiento en lentes débiles deben determinarse por orientaciones estadísticamente preferidas. La principal fuente de error en la medición de lentes se debe a la convolución de la PSF con la imagen lente. El método KSB mide la elipticidad de la imagen de una galaxia. La cizalladura es proporcional a la elipticidad. Los objetos de las imágenes lente se parametrizan en función de sus momentos cuadrupolares ponderados. Para una elipse perfecta, los momentos cuadrupolares ponderados están relacionados con la elipticidad ponderada. KSB calcula cómo una medida de elipticidad ponderada está relacionada con la cizalla y utiliza el mismo formalismo para eliminar los efectos de la PSF.[10]​

Las principales ventajas del KSB son su facilidad matemática y su aplicación relativamente sencilla. Sin embargo, la KSB se basa en la suposición clave de que la PSF es circular con una distorsión anisotrópica. Se trata de una suposición razonable para los sondeos de cizalladura cósmica, pero la próxima generación de sondeos (por ejemplo, LSST) puede necesitar una precisión mucho mayor que la que puede proporcionar el KSB.

Referencias

  1. ↑ Bernard F. Schutz (1985). A First Course in General Relativity (illustrated, herdruk edición). Cambridge University Press. p. 295. ISBN 978-0-521-27703-7. 
  2. ↑ Wolfgang Rindler (2006). Relativity: Special, General, and Cosmological (2nd edición). OUP Oxford. p. 21. ISBN 978-0-19-152433-2.  Extract of page 21
  3. ↑ Gabor Kunstatter; Jeffrey G Williams; D E Vincent (1992). General Relativity And Relativistic Astrophysics - Proceedings Of The 4th Canadian Conference. World Scientific. p. 100. ISBN 978-981-4554-87-9.  Extract of page 100
  4. ↑ Pekka Teerikorpi; Mauri Valtonen; K. Lehto; Harry Lehto; Gene Byrd; Arthur Chernin (2008). The Evolving Universe and the Origin of Life: The Search for Our Cosmic Roots (illustrated edición). Springer Science & Business Media. p. 165. ISBN 978-0-387-09534-9.  Extract of page 165
  5. ↑ «Galaxy cluster MACS J2129-0741 and lensed galaxy MACS2129-1». www.spacetelescope.org. Consultado el 23 June 2017. 
  6. ↑ Kaiser, Nick; Squires, Gordon; Broadhurst, Tom (August 1995). «Un método para observaciones de lentes débiles». The Astrophysical Journal 449: 460-475. Bibcode:1995ApJ...449..460K. S2CID 119382511. arXiv:astro-ph/9411005. doi:10. 1086/176071 |doi= incorrecto (ayuda). 
  7. ↑ Luppino, G. A.; Kaiser, Nick (20 de enero de 1997). «Detección de lentes débiles por un cúmulo de galaxias a z = 0,83». The Astrophysical Journal 475 (1): 20-28. Bibcode:475...20L 1997ApJ.... 475...20L. S2CID 6294167. arXiv:astro-ph/9601194. doi:10.1086/303508. 
  8. ↑ Babu, Gutti Jogesh; Feigelson, Eric D. (2007). Desafíos estadísticos en la astronomía moderna IV: Actas de una conferencia celebrada en la Universidad Estatal de Pensilvania, University Park, Pensilvania, EE.UU., 12-15 de junio de 2006, Volumen 371 (illustrated edición). Astronomical Society of the Pacific. p. 66. ISBN 978-1-58381-240-2. 
  9. ↑ Plionis, Manolis; López-Cruz, O.; Hughes, D. (2008). Una visión pancromática de los cúmulos de galaxias y la estructura a gran escala (illustrated edición). Springer Science & Business Media. p. 233. ISBN 978-1-4020-6940-6. 
  10. ↑ {{cite book |title=Gravitational Lensing: An Astrophysical Tool |edition=ilustrated |first1=Frederic Courbin, Dante Minniti |last1=Frederic Courbin, Dante Minniti |publisher=Springer |year=2008 |isbn=978-3-540-45857-9 |page=69 |url=https://books.google.com/books?id=TsxrCQAAQBAJ&pg=PA69}

Bibliografía

Véase también

Enlaces externos

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