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.

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.
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.
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.
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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.