Las concentraciones de masa delanteras se usan para aumentar y distorsionar objetos distantes
Predicción de Einstein y Concepto de Lente
El lente gravitacional surge de la teoría de la relatividad general: la masa (o energía) curva el espacio-tiempo, por lo que los rayos de luz se desvían al acercarse a objetos masivos. En lugar de viajar en trayectorias rectas, los fotones se desvían hacia la concentración de masa. Albert Einstein comprendió temprano que una masa delantera suficientemente grande puede actuar como un "lente" para una fuente distante, similar a un lente óptico que refracta y enfoca la luz. Inicialmente pensó que este fenómeno era muy raro. Sin embargo, la astronomía moderna muestra que el lente no es solo una curiosidad rara, sino un fenómeno común que ofrece una oportunidad excepcional para estudiar la distribución de masa (incluyendo la materia oscura) y amplía las imágenes distantes y tenues de galaxias o cuásares de fondo.
El lente se manifiesta en diversas escalas:
- Lente fuerte – imágenes múltiples brillantes, arcos o anillos de Einstein, cuando la disposición espacial coincide muy bien.
- Lente débil – pequeñas distorsiones en la forma de galaxias de fondo ("cizalladura"), usadas para modelar estadísticamente la estructura a gran escala.
- Microlente – una estrella delantera u objeto compacto amplifica temporalmente una estrella de fondo, pudiendo revelar exoplanetas u objetos oscuros remanentes estelares.
Cada tipo de lente aprovecha la capacidad de la gravedad para doblar la luz y así estudiar estructuras masivas – cúmulos de galaxias, halos galácticos o incluso estrellas individuales. Por ello, el lente gravitacional se considera un "telescopio natural", que a veces proporciona un aumento enorme de objetos distantes (que de otro modo no veríamos).
2. Fundamentos Teóricos del Lente Gravitacional
2.1 Desviación de la Luz Según RG
La relatividad general afirma que los fotones se mueven por geodésicas en un espacio-tiempo curvado. Alrededor de una masa esférica (por ejemplo, una estrella o un cúmulo), en la aproximación de campo débil, el ángulo de desviación es:
α ≈ 4GM / (r c²),
donde G es la constante gravitacional, M es la masa de la lente, r es el parámetro de impacto, c es la velocidad de la luz. Para cúmulos masivos de galaxias o halos grandes, la desviación puede alcanzar segundos o decenas de segundos de arco, lo suficientemente grande para crear imágenes múltiples visibles de galaxias de fondo.
2.2 Ecuación de la Lente y Relaciones Angulares
En la geometría de lente, la ecuación de la lente relaciona la posición observada de la imagen (θ) con la verdadera posición angular de la fuente (β) y el ángulo de desviación α(θ). En este sistema de ecuaciones a veces se obtienen varias imágenes, arcos o anillos, dependiendo de la configuración y la distribución de masa de la lente. "Radio del anillo de Einstein" para un caso simple de lente puntual:
θE = √(4GM / c² × DLS / (DL DS)),
donde DL, DS, DLS – respectivamente, las distancias angulares de diámetro de la lente, la fuente y el segmento entre ellas. En casos más realistas (cúmulos de galaxias, galaxias elípticas) se resuelve el potencial de lente de la proyección bidimensional de la masa.
3. Lente Gravitacional Fuerte: Arcos, Anillos e Imágenes Múltiples
3.1 Anillos de Einstein e Imágenes Múltiples
Cuando la fuente de fondo, la lente y el observador están casi alineados, se puede ver una imagen cercana a un anillo, llamada anillo de Einstein. Si la alineación es menos precisa o la distribución de masa es asimétrica, se observan imágenes múltiples de la misma galaxia o cuásar de fondo. Ejemplos famosos:
- Cuásar doble QSO 0957+561
- Cruz de Einstein (Q2237+030) en la galaxia delantera
- Abell 2218 arcos en la lente del cúmulo
3.2 Lentes de Cúmulos y Arcos Gigantes
Los cúmulos masivos de galaxias son las lentes fuertes más brillantes. Un enorme potencial gravitacional puede crear arcos gigantes: imágenes estiradas de galaxias de fondo. A veces se ven arcos radiales o imágenes múltiples de diferentes fuentes. El telescopio espacial Hubble ha capturado impresionantes formaciones de arcos alrededor de cúmulos como Abell 1689, MACS J1149 y otros. Estos arcos pueden estar ampliados entre 10 y 100 veces, revelando detalles de galaxias con alto corrimiento al rojo (z > 2). A veces se observa un "anillo completo" o segmentos de él, usados para determinar la distribución de materia oscura en el cúmulo.
3.3 Lente como Telescopio Cósmico
La lente fuerte ofrece a los astrónomos la oportunidad de observar galaxias distantes con mayor resolución o brillo de lo que sería posible sin lente. Por ejemplo, una galaxia tenue con z > 2 puede ser suficientemente ampliada por un cúmulo frontal para obtener su espectro o análisis morfológico. Este efecto de "telescopio natural" ha llevado a descubrimientos sobre regiones de formación estelar, metalicidad o características morfológicas en galaxias de muy alto corrimiento al rojo, llenando vacíos en los estudios de evolución galáctica.
4. Lente Débil: Lente Cósmica y Mapas de Masa
4.1 Pequeñas Distorsiones de Galaxias de Fondo
En la lente débil, las desviaciones de la luz son pequeñas, por lo que las galaxias de fondo parecen ligeramente estiradas (lente). Sin embargo, al analizar las formas de muchas galaxias en grandes áreas del cielo, se detectan cambios correlacionados en la forma que reflejan la estructura de masa del frente. El "ruido" en la forma de una sola galaxia es grande, pero al sumar datos de cientos de miles o millones de galaxias, emerge un campo de lente de nivel ~1%.
4.2 Lente Débil de Cúmulos
Basándose en el tamaño medio de la lente tangencial alrededor del centro del cúmulo, es posible medir la masa del cúmulo y su distribución de masa. Este método no depende del equilibrio dinámico ni de modelos de gases de rayos X, por lo que muestra directamente los halos de materia oscura. Las observaciones confirman que en los cúmulos hay mucha más masa que solo la materia luminosa, subrayando la importancia de la materia oscura.
4.3 Encuestas de Lente Cósmica Débil
La lente cósmica débil, un lente débil a gran escala causado por la distribución de materia a lo largo del rayo de luz, es una medida importante del crecimiento y la geometría de las estructuras. Encuestas como CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS y las futuras Euclid, Roman cubren miles de grados cuadrados, permitiendo restringir la amplitud de las fluctuaciones de materia (σ8), la densidad de materia (Ωm) y la energía oscura. Los resultados obtenidos se verifican comparándolos con los parámetros del CMB (KFS), buscando posibles indicios de nueva física.
5. Microlente: Escala Estelar o Planetaria
5.1 Lentes de Masa Puntual
Cuando un objeto compacto (estrella, agujero negro o exoplaneta) actúa como lente de una estrella de fondo, se produce un microlente. El brillo de la estrella de fondo aumenta temporalmente durante el paso del objeto, generando una curva de brillo típica. Dado que el anillo de Einstein es muy pequeño aquí, las imágenes múltiples no se separan espacialmente, pero se mide el cambio total de brillo, a veces significativo.
5.2 Detección de Exoplanetas
El microlente es especialmente sensible a planetas de la estrella lente. Un pequeño cambio en la curva de brillo del lente indica un planeta con una relación de masa de solo ~1:1000 o menor. Revisiones como OGLE, MOA, KMTNet ya han descubierto exoplanetas en órbitas amplias o alrededor de estrellas débiles / del bulbo central inaccesibles para otros métodos. El microlente también estudia agujeros negros de restos estelares u objetos «errantes» en la Vía Láctea.
6. Aplicación Científica y Resultados Clave
6.1 Distribución de Masa de Galaxias y Cúmulos
La lente (tanto fuerte como débil) permite construir proyecciones bidimensionales de masa, lo que posibilita medir directamente los halos de materia oscura. Por ejemplo, en el «Cúmulo Bala» (Bullet Cluster), la lente muestra que tras la colisión la materia oscura se «separó» del gas bariónico, demostrando que la materia oscura casi no interactúa. La lente «galaxia-galaxia» acumula la lente débil alrededor de muchas galaxias, permitiendo determinar el perfil promedio de halos según el brillo o tipo de galaxia.
6.2 Energía Oscura y Expansión
Al combinar la geometría del lente (por ejemplo, la lente fuerte del cúmulo o la tomografía del corrimiento cósmico) con las relaciones distancia-corrimiento al rojo, es posible restringir la expansión cósmica, especialmente estudiando efectos de lente multicolor. Por ejemplo, el retraso temporal de múltiples cuásares permite calcular H0, si el modelo de masa es bien conocido. La colaboración «H0LiCOW», midiendo los retrasos temporales de cuásares, obtuvo H0 ~73 km/s/Mpc, contribuye a las discusiones sobre la «tensión de Hubble».
6.3 Aumento del Universo Lejano
La fuerte lente gravitacional de cúmulos proporciona un aumento para galaxias distantes, reduciendo eficazmente el umbral de brillo para su detección. Esto ha permitido registrar galaxias con corrimientos al rojo extremadamente altos (z > 6–10) y estudiarlas en detalle, algo que los telescopios actuales sin lente no podrían lograr. Un ejemplo es el programa «Frontier Fields», donde el telescopio Hubble observó seis cúmulos masivos como lentes gravitacionales, detectando cientos de fuentes débiles con lente.
7. Direcciones Futuras y Proyectos Venideros
7.1 Encuestas Terrestres
Proyectos como LSST (ahora Observatorio Vera C. Rubin) planean medir la estructura cósmica en ~18 000 deg2 con una profundidad increíble, permitiendo miles de millones de mediciones de forma de galaxias para lente débil. Mientras tanto, programas especializados de lentes en cúmulos en varias bandas permitirán determinar con detalle la masa de miles de cúmulos, estudiar la estructura a gran escala y las propiedades de la materia oscura.
7.2 Misiones Espaciales: Euclid y Roman
Euclid y Roman operarán en un amplio rango cercano al IR y realizarán espectroscopía desde el espacio, asegurando lentes débiles de alta calidad en grandes áreas del cielo con mínima distorsión atmosférica. Esto permitirá mapear con precisión la estructura cósmica hasta z ∼ 2, relacionando señales con la expansión cósmica, acumulación de materia y límites en la masa de neutrinos. Su colaboración con encuestas espectroscópicas terrestres (DESI y otras) es esencial para calibrar corrimientos al rojo fotométricos, proporcionando una tomografía 3D confiable de lentes.
7.3 Estudios de Nuevas Generaciones de Cúmulos y Lente Fuerte
Los telescopios actuales de Hubble y los futuros James Webb y terrestres de clase 30 m permitirán estudiar con mayor detalle galaxias fuertemente lenteadas, posiblemente detectando cúmulos estelares individuales o regiones de formación estelar en la época del amanecer cósmico. También se están desarrollando nuevos algoritmos digitales (machine learning) que encuentran rápidamente casos de lente fuerte en grandes catálogos de imágenes, ampliando así la selección de lentes gravitacionales.
8. Desafíos Restantes y Perspectivas
8.1 Sistemáticas en Modelado de Masa
En el lente fuerte, si el modelo de distribución de masa no está definido, puede ser difícil determinar con precisión las distancias o la constante de Hubble. En el lente débil, el desafío son los sistemas de medición de forma de galaxias y los errores en los corrimientos al rojo fotométricos. Se requieren calibraciones cuidadosas y modelos avanzados para usar los datos de lentes en cosmología precisa.
8.2 Búsqueda de Física Extrema
El lente gravitacional puede revelar fenómenos inusuales: subestructura de materia oscura (subestructuras en halos), materia oscura interactuante o agujeros negros primordiales. El lente también puede probar teorías de gravedad modificada si los cúmulos lenteados muestran una estructura de masa diferente a la predicha por ΛCDM. Hasta ahora, el estándar ΛCDM no contradice los resultados, pero estudios detallados de lentes pueden detectar desviaciones sutiles que indiquen nueva física.
8.3 Tensión de Hubble y Lentes de Retardo Temporal
El lente por retardo temporal mide la diferencia en el tiempo de llegada de la señal de diferentes imágenes de un cuásar y permite determinar H0. Algunos estudios encuentran un valor mayor de H0 un valor más cercano a las mediciones locales, reforzando así la “tensión de Hubble”. Para reducir sistemáticas, se mejoran los modelos de masa de lentes, se observan la actividad de agujeros negros supermasivos y se amplía el número de tales sistemas – quizás esto ayude a resolver o confirmar esta discrepancia.
9. Conclusión
El lente gravitacional – la desviación de la luz causada por masas en primer plano – actúa como un telescopio cósmico natural, permitiendo simultáneamente medir la distribución de masa (incluyendo la materia oscura) y aumentar la luminosidad de fuentes de fondo distantes. Desde los arcos y anillos de lente fuerte alrededor de cúmulos o galaxias masivas hasta el lente débil del estiramiento cósmico en grandes áreas del cielo y los efectos de microlente que revelan exoplanetas u objetos compactos, los métodos de lente se han vuelto inseparables de la astrofísica y cosmología modernas.
Al observar los cambios en la trayectoria de la luz, los científicos mapean con mínimas suposiciones los halos de materia oscura, miden la amplitud del crecimiento de la estructura a gran escala y refinan los parámetros de la expansión cósmica – especialmente combinando con métodos de oscilaciones acústicas bariónicas o calculando la constante de Hubble a partir del retardo temporal. En el futuro, grandes nuevos sondeos (Observatorio Rubin, Euclid, Roman, avanzados sistemas de 21 cm) ampliarán aún más los datos de lentes, posiblemente revelando propiedades más finas de la materia oscura, refinando la evolución de la energía oscura o incluso abriendo nuevos fenómenos gravitacionales. Así, el lente gravitacional sigue siendo el centro de la cosmología de precisión, uniendo la teoría de la relatividad general con observaciones para entender los esqueletos invisibles del cosmos y el universo más lejano.
Literatura y Lecturas Adicionales
- Einstein, A. (1936). “Acción similar a lente de una estrella por la desviación de la luz en el campo gravitacional.” Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). “Sobre la probabilidad de detectar nebulosas que actúan como lentes gravitacionales.” Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). “Una prueba empírica directa de la existencia de materia oscura.” The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). “Lente gravitacional débil.” Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). “Lente gravitacional fuerte por galaxias.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.