Lentes gravitatorias, los gigantescos telescopios cósmicos

Dos rayos de luz que pasan a ambos lados de una estrella y que son desviados por ésta de la trayectoria recta pueden cortarse (ver la figura). Un observador que se encuentra en el punto de intersección verá dos imágenes de una misma estrella lejana. Esto, en esencia, es el efecto de lente gravitatoria.

El principio de equivalencia, principio fundamental de la teoría general de la relatividad, postula que en el campo gravitatorio todos los cuerpos son acelerados de igual manera e independientemente de su composición. Cualquier objeto, sea un satélite artificial, un cometa o un fotón cae en el campo gravitatorio de la Tierra con una misma aceleración 9,8 m/s2. Todos son atraídos de igual forma, pero se mueven de diferente manera. Su trayectoria se aproximará tanto más a una línea recta cuanto mayor sea su velocidad. La mayor velocidad de la naturaleza es la velocidad de la luz, por tanto, los fotones se moverán casi por una línea recta.

La curvatura de la trayectoria de un fotón cerca de una masa atractiva fue predicha por Albert Einstein y confirmada, junto con su teoría de gravitación, por A. Eddington durante un eclipse total de Sol (29-05-1919).El efecto es pequeño: un rayo de luz proveniente de una estrella lejana se desvía sólo 1,75´´ al pasar cerca del limbo solar. Eddington midió las posiciones de las estrellas cerca del disco solar durante un eclipse (sin eclipse las estrellas cercanas al disco no se verían) y las comparó con las posiciones verdaderas, medidas por la noche en otra época del año, cuando el campo gravitatorio del sol no altera la trayectoria de sus rayos. De esta comparación obtuvo la magnitud del efecto, que resultó muy cercana a la predicha por Einstein.

Dos rayos de luz que pasan a ambos lados de una estrella y que son desviados por ésta de la trayectoria recta pueden cortarse . Un observador que se encuentra en el punto de intersección verá dos imágenes de una misma estrella lejana. Esto, en esencia, es el efecto de lente gravitatoria.

Las lentes gravitatorias con simetría esférica producen dos imágenes, pero los campos gravitatorios de muchos objetos cósmicos, por ejemplo de las galaxias, no poseen simetría esférica y pueden producir un número impar de imágenes del objeto con diferentes magnitudes. Otro efecto de las lentes gravitatorias es el aumento de la radiación de la fuente, con la importancia que ello significa para fuentes, como los cuásares, que se encuentran en el universo profundo.

La distancia angular entre las imágenes que se obtienen durante el efecto de lentes galácticas, cuando en calidad de lente actúa una galaxia, es de aproximadamente un segundo de arco. Para el caso de efecto microlente esta distancia constituye sólo un milisegundo de arco. Desde la Tierra es imposible observar en la banda óptica dos imágenes separadas una distancia angular del orden de un milisegundo, pero en el caso de efecto de lente gravitatoria entre dos estrellas, su movimiento es mucho más rápido que cuando actúa una galaxia como lente, las estrellas están más cerca y la velocidad angular del movimiento es mayor.Por esta razón, las microlentes se investigan utilizando la variación del brillo de la estrella fuente.

El efecto de lente gravitatoria se observó por primera vez en objetos extragalácticos. La primera lente descubierta, y hoy la mejor investigada, es la QSO 0957+561 A,B. Se ha cartografiado detalladamente su estructura y se ha investigado la radiación del cuásar que constituye la fuente en casi todo el intervalo desde las ondas de radio hasta la radiación óptica. Las mediciones prolongadas de su brillo han permitido determinar la constante de Hubble mediante un método nuevo, basado en las diferencias observadas en la luz que recorre dos caminos diferentes. Midiendo la diferencia de los instantes de llegada de las señales se puede determinar la diferencia de los caminos ópticos, lo que, junto con la distancia angular conocida entre las imágenes, permite medir la distancia hasta el cuásar y la galaxia-lente. Comparando esta distancia con el corrimiento al rojo de los objetos se puede calcular la constante de Hubble.

Otro ejemplo de lente gravitatoria es la llamada Cruz de Einstein, QSO 2237+30. Su núcleo posee una distribución cuadripolar de densidad, y como resultado se forman cuatro imágenes brillantes distribuidas cruz. Aquí se puede intentar hallar el efecto microlente, que surge cuando el rayo cuásar-Tierra es cortado por una de las estrellas de la galaxia-lente. El resultado es un desdoblamiento adicional del rayo, la aparición de imágenes adicionales y la variación de su brillo total.

Finalmente, citaremos un tercer objeto también interesante llamado Anillo de Einstein, MG 1131+04, descubierto en la banda de radio durante las observaciones en el VLA. En la frecuencia de 5 GHz este objeto tiene el aspecto de un anillo un poco alargado, mientras que en la frecuencia de 15 GHz su forma se asemeja a dos lunas nuevas casi unidas.Analizando la imagen de este objeto en distintas partes del espectro, incluyendo el intervalo óptico, se puede deducir las dimensiones relativas de las regiones de la fuente que emiten en las bandas de radio y óptica. Obtenemos algo parecido a un telescopio cósmico gigantesco, que permite examinar los cuásares lejanos con un aumento lineal grande. Hoy se conocen más de una decena de anillos como este.