Lente gravitacional

Curvatura de la luz por la masa entre la fuente y el observador

Una fuente de luz pasa detrás de una lente gravitacional (masa puntual invisible situada en el centro de la imagen). El círculo de agua es la fuente de luz tal como se vería si no hubiera lente, mientras que los puntos blancos son las imágenes múltiples de la fuente (véase el anillo de Einstein ).

Una lente gravitacional es materia, como un cúmulo de galaxias o una partícula puntual , que curva la luz procedente de una fuente distante a medida que viaja hacia un observador. La cantidad de lente gravitacional se describe en la teoría general de la relatividad de Albert Einstein . ^{[1] [2]} Si se trata la luz como corpúsculos que viajan a la velocidad de la luz , la física newtoniana también predice la curvatura de la luz, pero solo la mitad de la predicha por la relatividad general. ^{[3] [4] [5] [6]}

Generalmente se atribuye a Orest Khvolson (1924) ^[7] y Frantisek Link (1936) ^{[8] el haber sido los primeros en analizar el efecto en forma impresa, pero se lo asocia más comúnmente con Einstein, quien realizó cálculos inéditos sobre el mismo en 1912 [9]} y publicó un artículo sobre el tema en 1936. ^[10]

En 1937, Fritz Zwicky postuló que los cúmulos de galaxias podrían actuar como lentes gravitacionales, afirmación confirmada en 1979 mediante la observación del QSO gemelo SBS 0957+561.

Descripción

Lente gravitacional: una galaxia intermedia modifica la apariencia de una galaxia que se encuentra muy detrás de ella (video; concepto del artista).

Esta imagen esquemática muestra cómo la luz de una galaxia distante se distorsiona por los efectos gravitacionales de una galaxia en primer plano, que actúa como una lente y hace que la fuente distante aparezca distorsionada, pero magnificada, formando anillos de luz característicos, conocidos como anillos de Einstein.

Un análisis de la distorsión de SDP.81 causada por este efecto ha revelado acumulaciones de materia formadoras de estrellas.

A diferencia de una lente óptica , una lente gravitacional puntual produce una desviación máxima de la luz que pasa más cerca de su centro y una desviación mínima de la luz que viaja más lejos de su centro. En consecuencia, una lente gravitacional no tiene un único punto focal , sino una línea focal. El término "lente" en el contexto de la desviación de la luz gravitacional fue utilizado por primera vez por OJ Lodge, quien señaló que "no es permisible decir que el campo gravitacional solar actúa como una lente, ya que no tiene longitud focal". ^[11] Si la fuente (de luz), el objeto masivo que produce el efecto lente y el observador se encuentran en línea recta, la fuente de luz original aparecerá como un anillo alrededor del objeto masivo que produce el efecto lente (siempre que la lente tenga simetría circular). Si hay alguna desalineación, el observador verá un segmento de arco en su lugar.

Este fenómeno fue mencionado por primera vez en 1924 por el físico de San Petersburgo Orest Khvolson , ^[12] y cuantificado por Albert Einstein en 1936. Generalmente se lo conoce en la literatura como un anillo de Einstein , ya que Khvolson no se preocupó por el flujo o el radio de la imagen del anillo. Más comúnmente, donde la masa de lente es compleja (como un grupo o cúmulo de galaxias ) y no causa una distorsión esférica del espacio-tiempo, la fuente se parecerá a arcos parciales dispersos alrededor de la lente. El observador puede entonces ver múltiples imágenes distorsionadas de la misma fuente; el número y la forma de estas dependen de las posiciones relativas de la fuente, la lente y el observador, y la forma del pozo gravitacional del objeto de lente.

Hay tres clases de lentes gravitacionales: ^{[13] : 399–401  [14]}

Efecto lente fuerte

Donde hay distorsiones fácilmente visibles como la formación de anillos de Einstein , arcos e imágenes múltiples. A pesar de ser considerado "fuerte", el efecto es en general relativamente pequeño, de modo que incluso una galaxia con una masa de más de 100 mil millones de veces la del Sol producirá múltiples imágenes separadas por solo unos pocos segundos de arco . Los cúmulos de galaxias pueden producir separaciones de varios minutos de arco. En ambos casos las galaxias y las fuentes están bastante distantes, a muchos cientos de megaparsecs de distancia de nuestra Galaxia.

Efecto de lente débil

En este caso, las distorsiones de las fuentes de fondo son mucho menores y solo se pueden detectar analizando un gran número de fuentes de forma estadística para encontrar distorsiones coherentes de solo un pequeño porcentaje. El efecto de lente se muestra estadísticamente como un estiramiento preferente de los objetos de fondo perpendiculares a la dirección del centro de la lente. Al medir las formas y orientaciones de un gran número de galaxias distantes, se pueden promediar sus orientaciones para medir la cizalladura del campo de efecto de lente en cualquier región. Esto, a su vez, se puede utilizar para reconstruir la distribución de masa en el área: en particular, se puede reconstruir la distribución de fondo de la materia oscura . Dado que las galaxias son intrínsecamente elípticas y la débil señal de efecto de lente gravitacional es pequeña, se debe utilizar un gran número de galaxias en estos estudios. Estos estudios de lentes débiles deben evitar cuidadosamente una serie de fuentes importantes de error sistemático : la forma intrínseca de las galaxias, la tendencia de la función de dispersión de puntos de una cámara a distorsionar la forma de una galaxia y la tendencia de la visibilidad atmosférica a distorsionar las imágenes deben entenderse y tenerse en cuenta cuidadosamente. Los resultados de estos estudios son importantes para la estimación de parámetros cosmológicos, para comprender mejor y mejorar el modelo Lambda-CDM y para proporcionar una verificación de consistencia en otras observaciones cosmológicas. También pueden proporcionar una importante restricción futura sobre la energía oscura .

Microlente

En casos en los que no se aprecia ninguna distorsión en la forma, pero la cantidad de luz recibida de un objeto de fondo cambia con el tiempo. El objeto que ejerce efecto de lente puede ser una estrella de la Vía Láctea en un caso típico, y la fuente de fondo puede ser una estrella de una galaxia remota o, en otro caso, un cuásar aún más distante . En casos extremos, una estrella de una galaxia distante puede actuar como una microlente y magnificar otra estrella mucho más lejana. El primer ejemplo de esto fue la estrella MACS J1149 Lensed Star 1 (también conocida como Ícaro), gracias al aumento del flujo debido al efecto de microlente.

Las lentes gravitacionales actúan por igual sobre todo tipo de radiación electromagnética , no solo sobre la luz visible, y también sobre la radiación no electromagnética, como las ondas gravitacionales. Se están estudiando los efectos de lentes débiles para el fondo cósmico de microondas, así como para los estudios de galaxias . También se han observado lentes fuertes en regímenes de radio y rayos X. Si una lente fuerte produce múltiples imágenes, habrá un retraso temporal relativo entre dos trayectorias: es decir, en una imagen el objeto afectado por la lente se observará antes que en la otra imagen.

Historia

Una de las fotografías de Eddington del experimento del eclipse solar de 1919 , presentada en su artículo de 1920 anunciando su éxito.

Henry Cavendish en 1784 (en un manuscrito inédito) y Johann Georg von Soldner en 1801 (publicado en 1804) habían señalado que la gravedad newtoniana predice que la luz de las estrellas se curvará alrededor de un objeto masivo ^[15] como ya había supuesto Isaac Newton en 1704 en sus Queries No.1 en su libro Opticks . ^[16] El mismo valor que el de Soldner fue calculado por Einstein en 1911 basándose únicamente en el principio de equivalencia . ^{[13] : 3} Sin embargo, Einstein notó en 1915, en el proceso de completar la relatividad general, que su resultado de 1911 (y por lo tanto el de Soldner) es solo la mitad del valor correcto. Einstein se convirtió en el primero en calcular el valor correcto para la curvatura de la luz. ^[17]

La primera observación de la desviación de la luz se realizó observando el cambio de posición de las estrellas a medida que pasaban cerca del Sol en la esfera celeste . Las observaciones fueron realizadas en 1919 por Arthur Eddington , Frank Watson Dyson y sus colaboradores durante el eclipse solar total del 29 de mayo . ^[18] El eclipse solar permitió observar las estrellas cercanas al Sol. Las observaciones se realizaron simultáneamente en las ciudades de Sobral, Ceará , Brasil y en Santo Tomé y Príncipe en la costa oeste de África. ^[19] Las observaciones demostraron que la luz de las estrellas que pasaban cerca del Sol estaba ligeramente doblada, de modo que las estrellas parecían ligeramente fuera de posición. ^[20]

Curvatura de la luz alrededor de un objeto masivo procedente de una fuente distante. Las flechas naranjas muestran la posición aparente de la fuente de fondo. Las flechas blancas muestran la trayectoria de la luz desde la posición real de la fuente.

En la formación conocida como Cruz de Einstein , cuatro imágenes del mismo cuásar distante aparecen alrededor de una galaxia en primer plano debido a una fuerte lente gravitacional.

El resultado fue considerado una noticia espectacular y apareció en la portada de la mayoría de los periódicos más importantes. Hizo que Einstein y su teoría de la relatividad general fueran mundialmente famosos. Cuando su asistente le preguntó cuál habría sido su reacción si la relatividad general no hubiera sido confirmada por Eddington y Dyson en 1919, Einstein dijo: "Entonces sentiría pena por el querido Señor. La teoría es correcta de todos modos". ^[21] En 1912, Einstein había especulado que un observador podría ver múltiples imágenes de una sola fuente de luz, si la luz se desviara alrededor de una masa. Este efecto haría que la masa actuara como una especie de lente gravitacional. Sin embargo, como solo consideró el efecto de la desviación alrededor de una sola estrella, pareció concluir que era poco probable que el fenómeno se observara en el futuro previsible, ya que las alineaciones necesarias entre las estrellas y el observador serían altamente improbables. Varios otros físicos también especularon sobre el efecto de lente gravitacional, pero todos llegaron a la misma conclusión de que sería casi imposible de observar. ^[10]

Aunque Einstein hizo cálculos inéditos sobre el tema, ^[9] la primera discusión impresa sobre la lente gravitacional fue hecha por Khvolson, en un breve artículo que analizaba el "efecto halo" de la gravitación cuando la fuente, la lente y el observador están en una alineación casi perfecta, ^[7] ahora conocido como el anillo de Einstein .

En 1936, tras algunas insistencias de Rudi W. Mandl, Einstein publicó a regañadientes el breve artículo "Acción similar a una lente de una estrella por la desviación de la luz en el campo gravitacional" en la revista Science . ^[10]

En 1937, Fritz Zwicky consideró por primera vez el caso en el que las galaxias recién descubiertas (que en ese momento se llamaban "nebulosas") podrían actuar como fuente y lente, y que, debido a la masa y los tamaños involucrados, era mucho más probable que se observara el efecto. ^[22]

En 1963, Yu. G. Klimov, S. Liebes y Sjur Refsdal reconocieron independientemente que los cuásares son una fuente de luz ideal para el efecto de lente gravitacional. ^[23]

No fue hasta 1979 que se descubrió la primera lente gravitacional, conocida como " QSO gemelo ", ya que inicialmente parecía dos objetos cuasistelares idénticos (se llama oficialmente SBS 0957+561 ). Esta lente gravitacional fue descubierta por Dennis Walsh , Bob Carswell y Ray Weymann utilizando el telescopio de 2,1 metros del Observatorio Nacional de Kitt Peak . ^[24]

En la década de 1980, los astrónomos se dieron cuenta de que la combinación de cámaras CCD y computadoras permitiría medir el brillo de millones de estrellas cada noche. En un campo denso, como el centro galáctico o las nubes de Magallanes, podrían encontrarse potencialmente muchos eventos de microlente por año. Esto condujo a esfuerzos como el Experimento de Lente Gravitacional Óptica (OGLE, por sus siglas en inglés), que ha caracterizado cientos de tales eventos, incluidos los de OGLE-2016-BLG-1190Lb y OGLE-2016-BLG-1195Lb .

Descripción Newtoniana Aproximada

Newton se preguntó si la luz, en forma de corpúsculos, se desviaría debido a la gravedad. La predicción newtoniana sobre la desviación de la luz se refiere a la cantidad de desviación que sentiría un corpúsculo bajo el efecto de la gravedad y, por lo tanto, uno debería leer "newtoniano" en este contexto como una referencia a los cálculos siguientes y no como una creencia que Newton sostenía sobre la validez de estos cálculos. ^[25]

Para una lente de masa puntual gravitacional de masa , un corpúsculo de masa siente una fuerza ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle m}$

${\displaystyle {\vec {F}}=-{\frac {GMm}{r^{2}}}{\hat {r}}~,}$

¿Dónde está la separación entre la lente y el corpúsculo? Si equiparamos esta fuerza con la segunda ley de Newton , podemos hallar la aceleración que experimenta la luz. ${\displaystyle r}$

${\displaystyle {\vec {a}}=-{\frac {GM}{r^{2}}}{\hat {r}}}$.

La luz interactúa con la lente desde el tiempo inicial hasta , y el aumento de velocidad que recibe el corpúsculo es ${\displaystyle t=0}$ ${\displaystyle t}$

${\displaystyle \Delta {\vec {v}}=-\int _{0}^{t}dt'~{\frac {GM}{r(t')^{2}}}{\hat {r}}(t')~.}$

Si se supone que inicialmente la luz está lo suficientemente lejos de la lente como para ignorar la gravedad, la distancia perpendicular entre la trayectoria inicial de la luz y la lente es b (el parámetro de impacto ), y la distancia paralela es tal que . Además, suponemos una velocidad constante de la luz a lo largo de la dirección paralela, , y que la luz solo se desvía una pequeña cantidad. Después de introducir estas suposiciones en la ecuación anterior y simplificar aún más, se puede calcular el aumento de velocidad en la dirección perpendicular. Por lo tanto, el ángulo de deflexión entre las trayectorias inicial y final del corpúsculo es (véase, por ejemplo, M. Meneghetti 2021) ^[25] ${\displaystyle r_{\parallel }}$ ${\displaystyle r^{2}=b^{2}+r_{\parallel }^{2}}$ ${\displaystyle dr_{\parallel }\approx cdt}$

${\displaystyle \theta ={\frac {2GM}{c^{2}r}}~.}$

Aunque este resultado parece ser la mitad de la predicción de la relatividad general, la física clásica predice que la velocidad de la luz depende del observador (véase, por ejemplo, L. Susskind y A. Friedman 2018) ^[26], lo que fue reemplazado por una velocidad universal de la luz en la relatividad especial . ${\displaystyle c}$

Explicación en términos de curvatura del espacio-tiempo

Lente gravitacional simulada (agujero negro pasando frente a una galaxia de fondo).

En la relatividad general, la luz sigue la curvatura del espacio-tiempo, por lo que cuando pasa alrededor de un objeto masivo, se desvía. Esto significa que la luz de un objeto que se encuentra al otro lado se desviará hacia el ojo del observador, como una lente común. En la relatividad general, la trayectoria de la luz depende de la forma del espacio (es decir, la métrica). La atracción gravitatoria puede verse como el movimiento de objetos no perturbados en una geometría curva de fondo o, alternativamente, como la respuesta de los objetos a una fuerza en una geometría plana. El ángulo de deflexión es:

${\displaystyle \theta ={\frac {4GM}{c^{2}r}}}$

hacia la masa M a una distancia r de la radiación afectada, donde G es la constante universal de gravitación y c es la velocidad de la luz en el vacío.

Dado que el radio de Schwarzschild se define como y la velocidad de escape se define como , esto también se puede expresar en forma simple como ${\displaystyle r_{\text{s}}}$ ${\displaystyle r_{\text{s}}={2Gm}/{c^{2}}}$ ${\displaystyle v_{\text{e}}}$ ${\textstyle v_{\text{e}}={\sqrt {2Gm/r}}=\beta _{\text{e}}c}$

${\displaystyle \theta =2{\frac {r_{\text{s}}}{r}}=2\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)^{2}=2\beta _{\text{e}}^{2}}$

Búsqueda de lentes gravitacionales

Esta imagen del telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA muestra el cúmulo de galaxias MACS J1206.

La mayoría de las lentes gravitacionales del pasado se descubrieron de manera accidental. Una búsqueda de lentes gravitacionales en el hemisferio norte (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), realizada en frecuencias de radio utilizando el Very Large Array (VLA) en Nuevo México, condujo al descubrimiento de 22 nuevos sistemas de lentes, un hito importante. Esto ha abierto una nueva vía de investigación que abarca desde la búsqueda de objetos muy distantes hasta la búsqueda de valores para parámetros cosmológicos que nos permitan comprender mejor el universo.

Una búsqueda similar en el hemisferio sur sería un paso muy bueno para complementar la búsqueda en el hemisferio norte, así como para alcanzar otros objetivos de estudio. Si dicha búsqueda se realiza utilizando instrumentos y datos bien calibrados y bien parametrizados, se puede esperar un resultado similar al del sondeo del norte. El uso de los datos del sondeo del Telescopio de Australia de 20 GHz (AT20G) recopilados utilizando el Conjunto Compacto del Telescopio de Australia (ATCA) es una recopilación de datos de este tipo. Como los datos se recopilaron utilizando el mismo instrumento manteniendo una calidad de datos muy estricta, deberíamos esperar obtener buenos resultados de la búsqueda. El sondeo AT20G es un sondeo ciego en la frecuencia de 20 GHz en el dominio de radio del espectro electromagnético. Debido a la alta frecuencia utilizada, las posibilidades de encontrar lentes gravitacionales aumentan a medida que el número relativo de objetos de núcleo compacto (por ejemplo, cuásares) es mayor (Sadler et al. 2006). Esto es importante ya que el efecto de lente es más fácil de detectar e identificar en objetos simples en comparación con objetos con complejidad en ellos. Esta búsqueda implica el uso de métodos interferométricos para identificar candidatos y realizar un seguimiento de ellos con mayor resolución para identificarlos. Actualmente se está trabajando en los detalles completos del proyecto para su publicación.

El cúmulo de galaxias SDSS J0915+3826 ayuda a los astrónomos a estudiar la formación de estrellas en las galaxias. ^[27]

Se han utilizado técnicas de microlente para buscar planetas fuera de nuestro sistema solar. Un análisis estadístico de casos específicos de microlente observados durante el período de tiempo de 2002 a 2007 reveló que la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea albergaban al menos un planeta en órbita a una distancia de entre 0,5 y 10 UA. ^[28]

En 2009, se utilizó el efecto de lente gravitacional débil para extender la relación masa-rayos X-luminosidad a estructuras más antiguas y más pequeñas de lo que era posible anteriormente, para mejorar las mediciones de galaxias distantes. ^[29]

En 2013, el telescopio espacial Hubble de la NASA descubrió ^[update]la galaxia con efecto de lente gravitacional más distante, J1000+0221 . ^{[30] [31]} Si bien sigue siendo la galaxia con efecto de lente de cuatro imágenes más distante conocida, un equipo internacional de astrónomos descubrió posteriormente una galaxia con efecto de lente de dos imágenes aún más distante utilizando una combinación de imágenes y espectroscopia del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck . El descubrimiento y análisis de la lente IRC 0218 se publicó en Astrophysical Journal Letters el 23 de junio de 2014. ^[32]

Una investigación publicada el 30 de septiembre de 2013 en la edición en línea de Physical Review Letters , dirigida por la Universidad McGill en Montreal , Quebec , Canadá, ha descubierto los modos B , que se forman debido al efecto de lente gravitacional, utilizando el Telescopio del Polo Sur de la National Science Foundation y con la ayuda del observatorio espacial Herschel. Este descubrimiento abriría las posibilidades de probar las teorías sobre cómo se originó nuestro universo. ^{[33] [34]}

Cúmulo de galaxias Abell 2744 : galaxias extremadamente distantes reveladas por efecto de lente gravitacional (16 de octubre de 2014). ^{[35] [36]}

Lente gravitacional solar

Albert Einstein predijo en 1936 que los rayos de luz de la misma dirección que bordean los bordes del Sol convergerían en un punto focal a aproximadamente 542 UA del Sol. ^[37] Por lo tanto, una sonda posicionada a esta distancia (o mayor) del Sol podría usar el Sol como una lente gravitacional para magnificar objetos distantes en el lado opuesto del Sol. ^[38] La ubicación de una sonda podría cambiar según sea necesario para seleccionar diferentes objetivos en relación con el Sol.

Esta distancia está muy por encima del progreso y las capacidades de equipamiento de sondas espaciales como la Voyager 1 , y más allá de los planetas conocidos y los planetas enanos, aunque en miles de años 90377 Sedna se alejará más en su órbita altamente elíptica. La alta ganancia para detectar potencialmente señales a través de esta lente, como microondas en la línea de hidrógeno de 21 cm , llevó a la sugerencia de Frank Drake en los primeros días de SETI de que se podría enviar una sonda a esta distancia. Una sonda multipropósito SETISAIL y más tarde FOCAL fue propuesta a la ESA en 1993, pero se espera que sea una tarea difícil. ^[39] Si una sonda pasa 542 UA, las capacidades de aumento de la lente seguirán actuando a distancias mayores, ya que los rayos que llegan a un foco a distancias mayores pasan más lejos de las distorsiones de la corona solar. ^{[40] Landis [41]} criticó el concepto y analizó cuestiones como la interferencia de la corona solar, el gran aumento del objetivo, que dificultará el diseño del plano focal de la misión, y un análisis de la aberración esférica inherente a la lente.

En 2020, el físico de la NASA Slava Turyshev presentó su idea de una misión de obtención de imágenes multipíxeles directas y espectroscopia de un exoplaneta con una lente gravitacional solar . La lente podría reconstruir la imagen del exoplaneta con una resolución de superficie de una escala de ~25 km, suficiente para ver las características de la superficie y los signos de habitabilidad. ^[42]

Medición del efecto lente débil

Cúmulo de galaxias MACS J2129-0741 y galaxia con efecto lente MACS2129-1. ^[43]

Kaiser, Squires y Broadhurst (1995), ^[44] Luppino y Kaiser (1997) ^[45] y Hoekstra et al. (1998) prescribieron un método para invertir los efectos de la distorsión y el cizallamiento de la función de dispersión de puntos (PSF), recuperando un estimador de cizallamiento no contaminado por la distorsión sistemática de la PSF. Este método (KSB+) es el método más utilizado en mediciones de cizallamiento de lentes débiles. ^{[46] [47]}

Las galaxias tienen rotaciones e inclinaciones aleatorias. Como resultado, los efectos de cizallamiento en el efecto de lente débil deben determinarse mediante orientaciones estadísticamente preferidas. La principal fuente de error en la medición del efecto de lente se debe a la convolución de la PSF con la imagen con efecto de lente. El método KSB mide la elipticidad de una imagen de galaxia. El cizallamiento es proporcional a la elipticidad. Los objetos en las imágenes con efecto de lente se parametrizan de acuerdo con sus momentos cuadrupolares ponderados. Para una elipse perfecta, los momentos cuadrupolares ponderados están relacionados con la elipticidad ponderada. KSB calcula cómo una medida de elipticidad ponderada se relaciona con el cizallamiento y utiliza el mismo formalismo para eliminar los efectos de la PSF. ^[48]

Las principales ventajas de KSB son su facilidad matemática y su implementación relativamente simple. Sin embargo, KSB se basa en un supuesto clave: la PSF es circular con una distorsión anisotrópica. Este es un supuesto razonable para los estudios de cizalladura cósmica, pero la próxima generación de estudios (por ejemplo, LSST ) puede necesitar una precisión mucho mejor que la que puede proporcionar KSB.

Galería

• 
  Galaxia del Arco Solar. ^[49]
• 
  Cuásar con efecto de lente gravitacional. ^[50]
• 
  En SDSS J0952+3434, la galaxia inferior en forma de arco tiene la forma característica de una galaxia que ha sido objeto de un efecto de lente gravitacional. ^[51]
• 
  Deformado y distorsionado alrededor de SDSS J1050+0017. ^[52]
• 
  La galaxia SPT0615-JD existía cuando el Universo tenía sólo 500 millones de años. ^[53]
• 
  Lentes gravitacionales encontradas en los datos de la encuesta DESI Legacy Survey ^[54]
• 
  Lentes gravitacionales encontradas en los datos de la encuesta DESI Legacy Survey ^[55]
• 
  El fenómeno de lente permite obtener características tan pequeñas como de unos 100 años luz o menos. ^[56]
• 
  Vista detallada de una supernova de tipo Ia con efecto de lente gravitacional iPTF16geu. ^[57]
• 
  Imagen "sonriente" de un cúmulo de galaxias (SDSS J1038+4849) y de un efecto de lente gravitacional (un anillo de Einstein ) ( HST ). ^[58]
• 
  Abell 1689 - Efectos reales de lente gravitacional ( Telescopio espacial Hubble ).
• 
  Distribución de materia oscura : efecto de lente gravitacional débil ( Telescopio Espacial Hubble ).
• 
  Se descubre una lente gravitacional con un desplazamiento al rojo z = 1,53. ^[59]
• 
  Gráfico de efecto de lente gravitacional (8 de enero de 2020)
• 
  El Hubble muestra el objeto de Hamilton
• 
  Ilustración del efecto de lente gravitacional ^[60]
• 
  Galaxias distantes con formación de estrellas captadas por lentes gravitacionales. ^[61]

Véase también

• Lente atmosférica terrestre
• Lente galáctica  – Estructura de las galaxias
• Formalismo de lente gravitacional  : un tipo de formalismoPages displaying wikidata descriptions as a fallback
• Lente gravitacional fuerte  : efecto lo suficientemente fuerte como para producir múltiples imágenes, arcos o incluso anillos de Einstein.Pages displaying wikidata descriptions as a fallback
  • Cruz de Einstein  : imagen de un cuásar captada por una lente gravitacionalPages displaying short descriptions of redirect targets
  • Anillo de Einstein  : característica que se observa cuando la luz es proyectada gravitacionalmente por un objeto
• Efecto de lente gravitacional débil  : desviación gravitacional de la luz sin crear imágenes adicionales perceptiblesPages displaying wikidata descriptions as a fallback
• Microlente gravitacional  – Fenómeno astronómico debido al efecto de lente gravitacional
• SN Refsdal  – Supernova que ha sido captada por un lente
• Euclid (nave espacial)  : observatorio espacial europeo en el espectro visible y en el infrarrojo cercano

Documentos históricos y referencias

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Referencias

Notas

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Lectura adicional

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• Matthias Bartelmann; Peter Schneider (17 de agosto de 2000). "Lente gravitacional débil" (PDF) . Archivado desde el original (PDF) el 26 de febrero de 2007. {{cite journal}}: Requiere citar revista |journal=( ayuda )
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• Petters, Arlie O .; Levine, Harold; Wambsganss, Joachim (2001). Teoría de la singularidad y lentes gravitacionales. Progreso en física matemática. Vol. 21. Birkhäuser.
• Herramientas para la evaluación de las posibilidades de utilizar mediciones de paralaje de fuentes con lentes gravitacionales (Stein Vidar Hagfors Haugan, junio de 2008)

Enlaces externos

• Vídeo: Evalyn Gates – El telescopio de Einstein: La búsqueda de materia oscura y energía oscura en el universo Archivado el 2 de septiembre de 2018 en Wayback Machine , presentación en Portland, Oregón, el 19 de abril de 2009, de la reciente gira del libro del autor.
• Audio: Fraser Cain y la Dra. Pamela Gay – Astronomy Cast: Gravitational Lensing, mayo de 2007