Le concentrazioni di massa anteriori sono usate per ingrandire e distorcere oggetti più lontani
La Predizione di Einstein e il Concetto di Lensing
Il lensing gravitazionale deriva dalla teoria della relatività generale – la massa (o energia) curva lo spaziotempo, quindi i raggi di luce, avvicinandosi a oggetti massicci, deviano. Invece di viaggiare lungo traiettorie rettilinee, i fotoni si piegano verso la concentrazione di massa. Albert Einstein capì presto che una massa anteriore sufficientemente grande può agire come una "lente" per una sorgente lontana, similmente a una lente ottica che rifrange e focalizza la luce. Inizialmente pensava che tale fenomeno fosse molto raro. Tuttavia, l'astronomia moderna mostra che il lensing non è solo una curiosità rara – è un fenomeno comune che offre un'opportunità eccezionale per studiare la distribuzione della massa (inclusa la materia oscura) e amplifica le immagini di galassie di sfondo o quasar distanti e deboli.
Il lensing si manifesta su varie scale:
- Lensing forte – immagini multiple evidenti, archi o anelli di Einstein, quando la disposizione spaziale è molto ben allineata.
- Lensing debole – piccole distorsioni nelle forme delle galassie di sfondo ("shear"), usate per modellare statisticamente la struttura su larga scala.
- Microlensing – una stella anteriore o un oggetto compatto amplifica temporaneamente una stella di sfondo, potendo rivelare esopianeti o oggetti oscuri residui stellari.
Ogni tipo di lensing sfrutta la capacità della gravità di piegare la luce e così studia strutture massicce – ammassi di galassie, aloni galattici o anche singole stelle. Perciò il lensing gravitazionale è considerato un "telescopio naturale", che a volte fornisce un enorme ingrandimento di oggetti distanti (che altrimenti non vedremmo).
2. Fondamenti Teorici del Lensing Gravitazionale
2.1 Deflessione della Luce secondo la RG
La relatività generale afferma che i fotoni si muovono lungo geodetiche nello spaziotempo curvo. Attorno a una massa sferica (ad esempio, una stella o un ammasso) nell'approssimazione del campo debole, l'angolo di deflessione è:
α ≈ 4GM / (r c²),
dove G è la costante di gravitazione, M è la massa della lente, r è il parametro d'impatto, c è la velocità della luce. Per ammassi di galassie massicci o grandi aloni la deflessione può raggiungere secondi o decine di secondi d'arco, abbastanza grande da creare immagini multiple visibili di galassie di sfondo.
2.2 Equazione della Lente e Relazioni Angolari
Nella geometria della lente, l'equazione della lente collega la posizione osservata dell'immagine (θ) con la vera posizione angolare della sorgente (β) e l'angolo di deflessione α(θ). In questo sistema di equazioni si ottengono talvolta più immagini, archi o anelli, a seconda dell'allineamento e della distribuzione della massa della lente. "Raggio dell'anello di Einstein" per il caso semplice di lente puntiforme:
θE = √(4GM / c² × DLS / (DL DS)),
dove DL, DS, DLS – rispettivamente le distanze angolari dei segmenti tra lente, sorgente e tra loro. Nei casi più realistici (ammassi di galassie, galassie ellittiche) si risolve il potenziale di lente della proiezione bidimensionale della massa.
3. Lente Gravitazionale Forte: Archi, Anelli e Immagini Multiple
3.1 Anelli di Einstein e Immagini Multiple
Quando la sorgente di sfondo, la lente e l'osservatore sono quasi allineati, si può vedere un'immagine vicina a un anello, chiamata anello di Einstein. Se l'allineamento è meno preciso o la distribuzione della massa è asimmetrica, si osservano immagini multiple della stessa galassia o quasar di sfondo. Esempi famosi:
- Quasar doppio QSO 0957+561
- La croce di Einstein (Q2237+030) nella galassia in primo piano
- Abell 2218 archi nel lensing dell'ammasso
3.2 Lenti degli Ammassi e Archi Giganti
Gli ammassi massicci di galassie sono i più brillanti forti lens. Il grande potenziale gravitazionale può creare archi enormi – immagini allungate di galassie di sfondo. A volte si vedono archi radiali o immagini multiple di sorgenti diverse. Il telescopio spaziale Hubble ha catturato spettacolari strutture ad arco attorno ad ammassi come Abell 1689, MACS J1149 e altri. Questi archi possono essere ingranditi da 10 a 100 volte, rivelando dettagli di galassie ad alto redshift (z > 2). A volte si osserva un "anello completo" o suoi segmenti, usati per determinare la distribuzione della materia oscura nell'ammasso.
3.3 Lensing come Telescopio Cosmico
Il forte lensing offre agli astronomi la possibilità di osservare galassie lontane con risoluzione o luminosità maggiori di quanto sarebbe possibile senza lensing. Per esempio, una galassia debole con z > 2 può essere sufficientemente ingrandita da un ammasso in primo piano da permettere l'ottenimento del suo spettro o l'analisi morfologica. Questo effetto del "telescopio naturale" ha portato a scoperte su regioni di formazione stellare, metallicità o caratteristiche morfologiche in galassie ad alto redshift, colmando lacune nelle osservazioni sull'evoluzione delle galassie.
4. Debole Lensing: Shear Cosmico e Mappe di Massa
4.1 Piccole Distorsioni delle Galassie di Sfondo
Nel debole lensing le deviazioni della luce sono piccole, quindi le galassie di sfondo appaiono leggermente allungate (shear). Tuttavia, analizzando la forma di molte galassie in ampie aree del cielo, si trovano variazioni correlate nella forma che riflettono la struttura della massa in primo piano. Il "rumore" nella forma di una singola galassia è elevato, ma sommando i dati di centinaia di migliaia o milioni di galassie emerge un campo di shear a livello di ~1%.
4.2 Debole Lensing degli Ammassi
Basandosi sulla media della shear tangenziale attorno al centro dell'ammasso, è possibile misurare la massa e la distribuzione di massa dell'ammasso. Questo metodo non dipende dall'equilibrio dinamico o dai modelli di gas a raggi X, mostrando direttamente gli aloni di materia oscura. Le osservazioni confermano che negli ammassi esiste molta più massa rispetto alla sola materia luminosa, sottolineando l'importanza della materia oscura.
4.3 Survey di Shear Cosmico
Shear cosmico, un debole lensing su larga scala causato dalla distribuzione della materia lungo la linea di vista, è una misura importante della crescita e della geometria delle strutture. Survey come CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS e le future Euclid, Roman coprono migliaia di gradi quadrati, permettendo di limitare l'ampiezza delle fluttuazioni di materia (σ8), la densità di materia (Ωm) e l'energia oscura. I risultati ottenuti vengono verificati confrontandoli con i parametri CMB (KFS), alla ricerca di possibili segnali di nuova fisica.
5. Microlensing: Scala Stellare o Planetaria
5.1 Lenti Puntiformi di Massa
Quando un oggetto compatto (stella, buco nero o esopianeta) fa da lente a una stella di sfondo, si crea un microlensing. La luminosità della stella di sfondo aumenta temporaneamente durante il passaggio dell'oggetto, generando una tipica curva di luce. Poiché l'anello di Einstein è molto piccolo, le immagini multiple non sono spazialmente risolte, ma si misura la variazione totale di luminosità, a volte significativa.
5.2 Rilevamento di Esopianeti
Il microlensing è particolarmente sensibile ai pianeti delle stelle lente. Una piccola variazione nella curva di luce del lensing indica un pianeta con un rapporto di massa che può essere solo ~1:1000 o inferiore. Survey come OGLE, MOA, KMTNet hanno già scoperto esopianeti in orbite ampie o attorno a stelle deboli / del rigonfiamento centrale, inaccessibili ad altri metodi. Il microlensing studia anche buchi neri residui stellari o oggetti «erranti» nella Via Lattea.
6. Applicazioni Scientifiche e Risultati Principali
6.1 Distribuzione della Massa di Galassie e Ammassi
La lente (sia forte che debole) consente di creare proiezioni bidimensionali della massa – così è possibile misurare direttamente gli aloni di materia oscura. Ad esempio, nel «Bullet Cluster», la lente mostra che dopo la collisione la materia oscura si è «separata» dal gas barionico, dimostrando che la materia oscura interagisce molto poco. La lente «galassia-galassia» accumula il lensing debole attorno a molte galassie, permettendo di determinare il profilo medio degli aloni in base alla luminosità o al tipo di galassia.
6.2 Energia Oscura ed Espansione
Combinando la geometria della lente (ad esempio, la lente forte di un ammasso o la tomografia dello shear cosmico) con le relazioni distanza-redshift, è possibile limitare l'espansione cosmica, in particolare studiando gli effetti di lente multibanda. Ad esempio, i ritardi temporali di quasar multipli (time-delay) permettono di calcolare H0, se il modello di massa è ben noto. La collaborazione «H0LiCOW», misurando i ritardi temporali dei quasar, ha ottenuto H0 ~73 km/s/Mpc, contribuisce alle discussioni sulla «tensione di Hubble».
6.3 Ingrandimento dell'Universo Lontano
La forte lente gravitazionale degli ammassi fornisce un ingrandimento per galassie lontane, riducendo efficacemente la soglia di luminosità per la loro rilevazione. Ciò ha permesso di registrare galassie ad altissimo redshift (z > 6–10) e di studiarle in dettaglio, cosa che gli attuali telescopi senza lente non potrebbero fare. Un esempio è il programma «Frontier Fields», in cui il telescopio Hubble ha osservato sei ammassi massicci come lenti gravitazionali, rilevando centinaia di sorgenti debolmente lente.
7. Direzioni Future e Progetti Futuri
7.1 Survey Terrestri
Progetti come LSST (ora Osservatorio Vera C. Rubin) prevedono misurazioni del web cosmico su ~18.000 deg2, fino a profondità incredibili, consentendo miliardi di misurazioni della forma delle galassie per il lensing debole. Nel frattempo, programmi specializzati di lensing di ammassi in più bande permetteranno di determinare dettagliatamente la massa di migliaia di ammassi, studiando la struttura su larga scala e le proprietà della materia oscura.
7.2 Missioni Spaziali: Euclid e Roman
Euclid e Roman opereranno in un ampio intervallo nel vicino IR e condurranno spettroscopia dallo spazio, garantendo lensing debole di altissima qualità su vaste aree del cielo con distorsioni atmosferiche minime. Ciò permetterà di mappare con precisione il web cosmico fino a z ∼ 2, collegando i segnali all'espansione cosmica, all'accumulo di materia e ai limiti sulla massa dei neutrini. La loro collaborazione con survey spettroscopiche terrestri (DESI ecc.) è essenziale per calibrare i redshift fotometrici, fornendo una tomografia 3D affidabile del lensing.
7.3 Studi di Nuove Generazioni di Ammassi e Lensing Forte
Gli attuali telescopi di Hubble e i futuri telescopi James Webb e terrestri di classe 30 m permetteranno di studiare con maggiore dettaglio galassie fortemente lensate, potenzialmente rilevando singoli ammassi stellari o regioni di formazione stellare nell'epoca dell'alba cosmica. Sono inoltre in sviluppo nuovi algoritmi digitali (machine learning) che individuano rapidamente casi di lensing forte in enormi cataloghi di immagini, ampliando così la selezione di lenti gravitazionali.
8. Sfide Residue e Prospettive
8.1 Sistematiche nella Modellazione della Massa
Nel lensing forte, se il modello di distribuzione della massa non è definito, può essere difficile determinare con precisione le distanze o la costante di Hubble. Nel lensing debole, la sfida è rappresentata dai sistemi di misura della forma delle galassie e dagli errori nei redshift fotometrici. Una calibrazione accurata e modelli avanzati sono necessari per utilizzare i dati di lensing nella cosmologia di precisione.
8.2 Ricerche di Fisica Estrema
Il lensing gravitazionale può rivelare fenomeni insoliti: substrutture di materia oscura (substrutture negli aloni), materia oscura interagente o buchi neri primordiali. Il lensing può anche testare teorie di gravità modificata, se gli ammassi lensati mostrassero una diversa struttura di massa rispetto a quella prevista dal ΛCDM. Finora lo standard ΛCDM non è stato contraddetto dai risultati, ma studi dettagliati di lensing potrebbero rilevare sottili deviazioni, indicando nuova fisica.
8.3 Tensione di Hubble e Lenti da Ritardo Temporale
Il lensing da ritardo temporale misura la differenza di arrivo del segnale tra le diverse immagini di un quasar e permette di determinare H0. Alcuni studi trovano un valore maggiore di H0 un valore più vicino a quello delle misurazioni locali, rafforzando così la “tensione di Hubble”. Per ridurre le sistematiche, si migliorano i modelli di massa delle lenti, si osserva l'attività dei buchi neri supermassicci e si amplia il numero di tali sistemi – forse questo aiuterà a risolvere o confermare questa discrepanza.
9. Conclusione
La lente gravitazionale – la deviazione della luce dovuta a masse in primo piano – agisce come un telescopio cosmico naturale, permettendo contemporaneamente di misurare la distribuzione di massa (inclusa la materia oscura) e di ingrandire sorgenti di fondo lontane. Dai forti archi e anelli di lente attorno a ammassi massicci o galassie, al debole lensing del distorsione cosmica su grandi porzioni di cielo e agli effetti di microlensing che rivelano esopianeti o oggetti compatti – i metodi di lente sono diventati parte integrante dell'astrofisica e cosmologia moderna.
Osservando le variazioni nelle traiettorie della luce, gli scienziati mappano con ipotesi minime gli aloni della materia oscura, misurano l'ampiezza della crescita della struttura su larga scala e affinano i parametri dell'espansione cosmica – specialmente combinandoli con i metodi delle oscillazioni acustiche barioniche o calcolando la costante di Hubble dal ritardo temporale. In futuro, grandi nuove survey (Osservatorio Rubin, Euclid, Roman, avanzati sistemi a 21 cm) espanderanno ulteriormente i dati di lente gravitazionale, forse rivelando proprietà più fini della materia oscura, affinando l'evoluzione dell'energia oscura o addirittura aprendo a nuovi fenomeni gravitazionali. Così la lente gravitazionale rimane al centro della cosmologia di precisione, collegando la teoria della relatività generale con le osservazioni per comprendere le strutture invisibili dell'universo e l'universo più remoto.
Letteratura e Letture Supplementari
- Einstein, A. (1936). “Azione simile a una lente di una stella per la deviazione della luce nel campo gravitazionale.” Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). “Sulla probabilità di rilevare nebulose che agiscono come lenti gravitazionali.” Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). “Una prova empirica diretta dell’esistenza della materia oscura.” The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). “Lente gravitazionale debole.” Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). “Lente gravitazionale forte da parte delle galassie.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.