Aglomerados de massa em primeiro plano são usados para amplificar e distorcer objetos mais distantes
Previsão de Einstein e Conceito de Lenteamento
O efeito de lente gravitacional deriva da teoria da relatividade geral – a massa (ou energia) curva o espaço-tempo, fazendo com que os raios de luz se desviem ao passarem perto de objetos massivos. Em vez de seguirem trajetórias retas, os fotões são desviados na direção da concentração de massa. Albert Einstein percebeu cedo que uma massa suficientemente grande à frente pode atuar como uma "lente" para uma fonte distante, de forma semelhante a uma lente ótica que refrata e foca a luz. Inicialmente, ele pensava que este fenómeno era muito raro. No entanto, a astronomia moderna mostra que o efeito de lente não é apenas uma curiosidade rara – é um fenómeno comum que oferece uma oportunidade única para estudar a distribuição de massa (incluindo matéria escura) e amplificar imagens distantes e ténues de galáxias ou quasares de fundo.
O lenteamento manifesta-se em várias escalas:
- Lenteamento forte – imagens múltiplas brilhantes, arcos ou anéis de Einstein, quando o alinhamento espacial é muito preciso.
- Lenteamento fraco – pequenas distorções nas formas das galáxias de fundo (“cisalhamento”), usadas para modelar estatisticamente a estrutura em grande escala.
- Microlenteamento – uma estrela em primeiro plano ou um objeto compacto amplifica temporariamente uma estrela de fundo, podendo revelar exoplanetas ou objetos escuros remanescentes estelares.
Cada tipo de lenteamento explora a capacidade da gravidade de curvar a luz e assim estuda estruturas massivas – aglomerados de galáxias, halos galácticos ou mesmo estrelas isoladas. Por isso, o lenteamento gravitacional é considerado um “telescópio natural”, por vezes proporcionando um aumento enorme de objetos distantes (que de outra forma não veríamos).
2. Fundamentos Teóricos do Lenteamento Gravitacional
2.1 Desvio da Luz Segundo a RG
A relatividade geral afirma que os fotões seguem geodésicas num espaço-tempo curvo. Em torno de uma massa esférica (por exemplo, uma estrela ou um aglomerado), na aproximação de campo fraco, o ângulo de desvio é:
α ≈ 4GM / (r c²),
onde G é a constante gravitacional, M é a massa da lente, r é o parâmetro de impacto, c é a velocidade da luz. Para aglomerados massivos de galáxias ou halos grandes, a deflexão pode atingir segundos ou dezenas de segundos de arco, suficientemente grande para criar imagens múltiplas visíveis de galáxias de fundo.
2.2 Equação da Lente e Relações Angulares
Na geometria da lente, a equação da lente relaciona a posição observada da imagem (θ) com a posição angular verdadeira da fonte (β) e o ângulo de deflexão α(θ). Este sistema de equações pode produzir várias imagens, arcos ou anéis, dependendo do alinhamento e da distribuição de massa da lente. O “raio do anel de Einstein” para o caso simples de lente pontual:
θE = √(4GM / c² × DLS / (DL DS)),
onde DL, DS, DLS – respetivamente os diâmetros angulares dos segmentos da lente, da fonte e do segmento entre eles. Em casos mais realistas (aglomerados de galáxias, galáxias elípticas) resolve-se o potencial de lente da projeção bidimensional da massa.
3. Lente Forte: Arcos, Anéis e Imagens Múltiplas
3.1 Anéis de Einstein e Imagens Múltiplas
Quando a fonte de fundo, a lente e o observador estão quase alinhados, pode-se ver uma imagem próxima a um anel, chamada anel de Einstein. Se o alinhamento for menos preciso ou a distribuição de massa assimétrica, observam-se imagens múltiplas da mesma galáxia ou quasar de fundo. Exemplos famosos:
- Quasar duplo QSO 0957+561
- Cruz de Einstein (Q2237+030) na galáxia em primeiro plano
- Arcos do aglomerado-lente Abell 2218
3.2 Lentes de Aglomerados e Arcos Gigantes
Aglomerados massivos de galáxias são as lentes fortes mais brilhantes. O enorme potencial gravitacional pode criar arcos gigantes – imagens alongadas de galáxias de fundo. Por vezes são visíveis arcos radiais ou múltiplas imagens de diferentes fontes. O telescópio espacial Hubble capturou formações impressionantes de arcos em aglomerados como Abell 1689, MACS J1149 e outros. Estes arcos podem ser ampliados 10 a 100 vezes, revelando detalhes de galáxias de alto desvio para o vermelho (z > 2). Por vezes é visível um anel “completo” ou segmentos dele, usados para determinar a distribuição da matéria escura no aglomerado.
3.3 Lente como Telescópio Cósmico
A lente forte oferece aos astrónomos a oportunidade de observar galáxias distantes com maior resolução ou brilho do que seria possível sem lente. Por exemplo, uma galáxia ténue com z > 2 pode ser suficientemente ampliada por um aglomerado frontal para se obter o seu espectro ou análise morfológica. Este efeito do “telescópio natural” levou a descobertas sobre regiões de formação estelar, metalicidade ou características morfológicas em galáxias de muito alto desvio para o vermelho, preenchendo lacunas nas observações dos estudos da evolução galáctica.
4. Lente Fraca: Shear Cósmico e Mapas de Massa
4.1 Pequenas Distorções em Galáxias de Fundo
No lente fraca, os desvios da luz são pequenos, por isso as galáxias de fundo parecem ligeiramente alongadas (shear). Contudo, ao analisar as formas de muitas galáxias em grandes áreas do céu, detectam-se alterações correlacionadas nas formas que refletem a estrutura da massa em primeiro plano. O “ruído” na forma de uma única galáxia é grande, mas ao somar dados de centenas de milhares ou milhões de galáxias, destaca-se um campo de shear ao nível de ~1%.
4.2 Lente Fraca de Aglomerados
Com base no valor médio do shear tangencial em torno do centro do aglomerado, é possível medir a massa do aglomerado e a distribuição de massa. Este método não depende do equilíbrio dinâmico nem dos modelos de gás de raios X, mostrando diretamente os halos de matéria escura. As observações confirmam que os aglomerados contêm muito mais massa do que apenas a matéria luminosa, destacando a importância da matéria escura.
4.3 Levantamentos de Shear Cósmico
O cisalhamento cósmico, lente fraca em grande escala causada pela distribuição de matéria ao longo da linha de visão, é uma medida importante do crescimento das estruturas e da geometria. Levantamentos como CFHTLenS, DES (Dark Energy Survey), KiDS e os futuros Euclid, Roman abrangem milhares de graus quadrados, permitindo restringir a amplitude das flutuações de matéria (σ8), a densidade de matéria (Ωm) e a energia escura. Os resultados obtidos são verificados comparando com os parâmetros do CMB (KFS), procurando possíveis sinais de nova física.
5. Microlente: Escala de Estrelas ou Planetas
5.1 Lentes Pontuais de Massa
Quando um objeto compacto (estrela, buraco negro ou exoplaneta) atua como lente para uma estrela de fundo, ocorre microlente. O brilho da estrela de fundo aumenta temporariamente durante o trânsito do objeto, produzindo uma curva de brilho típica. Como o anel de Einstein é muito pequeno, as imagens múltiplas não são espacialmente resolvidas, mas a variação total de brilho, por vezes significativa, é medida.
5.2 Deteção de Exoplanetas
O microlente é especialmente sensível a planetas da estrela lente. Uma pequena variação na curva de brilho da lente indica um planeta, cujo rácio de massa pode ser apenas ~1:1000 ou menor. Levantamentos como OGLE, MOA, KMTNet já descobriram exoplanetas em órbitas largas ou em torno de estrelas fracas / do bojo central, inacessíveis a outros métodos. O microlente também investiga buracos negros remanescentes de estrelas ou objetos «errantes» na Via Láctea.
6. Aplicações Científicas e Resultados Principais
6.1 Distribuição de Massa de Galáxias e Aglomerados
A lente (tanto forte como fraca) permite criar projeções bidimensionais de massa – assim é possível medir diretamente os halos de matéria escura. Por exemplo, no “Aglomerado Bala” (Bullet Cluster), a lente mostra que após a colisão a matéria escura “se separou” do gás bariônico, provando que a matéria escura quase não interage. A lente “galáxia-galáxia” acumula a lente fraca em torno de muitas galáxias, permitindo determinar o perfil médio dos halos em função do brilho ou do tipo de galáxia.
6.2 Energia Escura e Expansão
Ao combinar a geometria da lente (por exemplo, lente forte do aglomerado ou tomografia do cisalhamento cósmico) com as relações distância-desvio para o vermelho, é possível restringir a expansão cósmica, especialmente ao estudar efeitos de lente multibanda. Por exemplo, o atraso temporal de múltiplos quasares permite calcular H0, se o modelo de massa for bem conhecido. A colaboração «H0LiCOW», medindo os atrasos temporais de quasares, obteve H0 ~73 km/s/Mpc, contribuindo para as discussões sobre a «tensão de Hubble».
6.3 Ampliação do Universo Distante
A forte lente gravitacional de aglomerados proporciona ampliação para galáxias distantes, reduzindo eficazmente o limiar de brilho para a sua deteção. Isto permitiu registar galáxias de desvio para o vermelho extremamente elevado (z > 6–10) e estudá-las em detalhe, algo que os telescópios atuais sem lente não conseguiriam. Um exemplo é o programa «Frontier Fields», onde o telescópio Hubble observou seis aglomerados massivos como telescópios gravitacionais, detetando centenas de fontes fracas amplificadas.
7. Direções Futuras e Projetos Vindouros
7.1 Levantamentos Terrestres
Projetos como o LSST (agora Observatório Vera C. Rubin) planeiam medir o nevoeiro cósmico numa área de ~18 000 deg2, até profundidades incríveis, permitindo milhares de milhões de medições da forma das galáxias para lente fraca. Paralelamente, programas especializados de lente em aglomerados em várias bandas permitirão determinar detalhadamente a massa de milhares de aglomerados, estudar a estrutura em grande escala e as propriedades da matéria escura.
7.2 Missões Espaciais: Euclid e Roman
Os telescópios Euclid e Roman operarão numa ampla faixa do infravermelho próximo e realizarão espectroscopia a partir do espaço, garantindo lentes fracas de altíssima qualidade em grandes áreas do céu com distorção atmosférica mínima. Isso permitirá mapear com precisão o cisalhamento cósmico até z ∼ 2, relacionando os sinais com a expansão cósmica, aglomeração de matéria e restrições à massa dos neutrinos. A colaboração deles com sondagens espectroscópicas terrestres (DESI e outras) é essencial para calibrar os redshifts fotométricos, fornecendo uma tomografia 3D confiável da lente.
7.3 Estudos de Novas Gerações de Aglomerados e Lente Forte
Os atuais telescópios Hubble e os futuros James Webb e telescópios terrestres de classe 30 m permitirão estudar com maior detalhe galáxias fortemente lenticulares, possivelmente detectando aglomerados estelares individuais ou regiões de formação estelar na época da aurora cósmica. Estão também a ser desenvolvidos novos algoritmos digitais (machine learning) que identificam rapidamente casos de lente forte em vastos catálogos de imagens, expandindo assim a seleção de lentes gravitacionais.
8. Desafios Restantes e Perspetivas
8.1 Sistemáticas na Modelação de Massa
Na lente forte, se o modelo de distribuição de massa não estiver definido, pode ser difícil determinar com precisão distâncias ou a constante de Hubble. Na lente fraca, o desafio são os sistemas de medição da forma das galáxias e os erros nos redshifts fotométricos. Calibração rigorosa e modelos avançados são necessários para usar os dados de lente em cosmologia de precisão.
8.2 Procuras de Física Extrema
A lente gravitacional pode revelar fenómenos incomuns: subestrutura da matéria escura (sub-halos), matéria escura interagente ou buracos negros primordiais. A lente também pode testar teorias de gravidade modificada, caso os aglomerados lensados exibam uma estrutura de massa diferente da prevista pelo ΛCDM. Até agora, o modelo padrão ΛCDM não foi contradito, mas estudos detalhados de lentes podem detectar desvios subtis, indicando nova física.
8.3 Tensão de Hubble e Lentes de Atraso Temporal
A lente de atraso temporal mede a diferença no tempo de chegada do sinal entre diferentes imagens de quasares e permite determinar H0. Alguns estudos encontram um valor maior para H0 um valor mais próximo dos resultados locais, reforçando a “tensão de Hubble”. Para reduzir sistemáticas, os modelos de massa das lentes são aprimorados, as observações da atividade de buracos negros supermassivos são ampliadas e o número desses sistemas é aumentado – talvez ajudando a resolver ou confirmar essa discrepância.
9. Conclusão
Lente gravitacional – o desvio da luz causado por massas em primeiro plano – funciona como um telescópio cósmico natural, permitindo simultaneamente medir a distribuição de massa (incluindo matéria escura) e amplificar fontes de fundo distantes. Desde arcos e anéis de lente forte em aglomerados massivos ou galáxias até o lente fraca do cisalhamento cósmico em grandes áreas do céu e efeitos de microlente que revelam exoplanetas ou objetos compactos – os métodos de lente tornaram-se inseparáveis da astrofísica e cosmologia modernas.
Ao observar as alterações na trajetória da luz, os cientistas mapeiam minimamente, com poucas suposições, os halos da matéria escura, medem a amplitude do crescimento da estrutura em grande escala e refinam os parâmetros da expansão cósmica – especialmente combinando com métodos de oscilações acústicas bariônicas ou calculando a constante de Hubble a partir do atraso temporal. No futuro, grandes novas sondagens (observatório Rubin, Euclid, Roman, sistemas avançados de 21 cm) expandirão ainda mais os dados de lente gravitacional, talvez revelando propriedades mais finas da matéria escura, refinando a evolução da energia escura ou até abrindo caminho para novos fenómenos gravitacionais. Assim, a lente gravitacional permanece no centro da cosmologia de precisão, unindo a teoria da relatividade geral com observações para compreender as estruturas invisíveis do cosmos e o Universo mais distante.
Literatura e Leitura Adicional
- Einstein, A. (1936). “Ação semelhante a uma lente de uma estrela pela deflexão da luz no campo gravitacional.” Science, 84, 506–507.
- Zwicky, F. (1937). “Sobre a probabilidade de detetar nebulosas que atuam como lentes gravitacionais.” Physical Review, 51, 679.
- Clowe, D., et al. (2006). “Uma prova empírica direta da existência da matéria escura.” The Astrophysical Journal Letters, 648, L109–L113.
- Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). “Lente gravitacional fraca.” Physics Reports, 340, 291–472.
- Treu, T. (2010). “Lente gravitacional forte por galáxias.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 87–125.