Uma lente gravitacional é uma distribuição de matéria (por exemplo, um aglomerado de galáxias) entre uma fonte de luz distante, que é capaz de desviar a radiância do satélite, passando em direção ao observador, e o observador. Esse efeito é conhecido como lente gravitacional, e a quantidade de flexão é uma das previsões de Albert Einstein na relatividade geral. A física clássica também fala sobre a curvatura da luz, mas isso é apenas metade do que a relatividade geral fala.
Criador
Embora Einstein tenha feito cálculos inéditos sobre este assunto em 1912, Orest Chwolson (1924) e František Link (1936) são geralmente considerados os primeiros a articular o efeito da lente gravitacional. No entanto, ele ainda é mais comumente associado a Einstein, que publicou um artigo em 1936.
Confirmação da teoria
Fritz Zwicky sugeriu em 1937 que esse efeito poderia permitir que aglomerados de galáxias agissem como uma lente gravitacional. Somente em 1979, esse fenômeno foi confirmado pela observação do quasar Twin QSO SBS 0957 + 561.
Descrição
Ao contrário de uma lente óptica, uma lente gravitacional produz a deflexão máxima da luz que passa mais próxima de seu centro. E o mínimo daquele que se estende mais além. Portanto, uma lente gravitacional não tem um único ponto focal, mas tem uma linha. Este termo no contexto da deflexão da luz foi usado pela primeira vez por O. J. Apresentar. Ele observou que "é inaceitável dizer que a lente gravitacional do sol age dessa maneira, já que a estrela não tem distância focal."
Se a fonte, o objeto massivo e o observador estiverem em linha reta, a fonte de luz aparecerá como um anel ao redor da matéria. Se houver algum deslocamento, apenas o segmento poderá ser visto. Esta lente gravitacional foi mencionada pela primeira vez em 1924 em São Petersburgo pelo físico Orest Khvolson e quantitativamente trabalhada por Albert Einstein em 1936. Geralmente referido na literatura como anéis de Albert, pois o primeiro não estava preocupado com o fluxo ou raio da imagem.
Na maioria das vezes, quando a massa do cristalino é complexa (como um grupo de galáxias ou um aglomerado) e não causa uma distorção esférica do espaço-tempo, a fonte se parecerá comarcos parciais espalhados ao redor da lente. O observador pode então ver várias imagens redimensionadas do mesmo objeto. Seu número e forma dependem da posição relativa, bem como da simulação de lentes gravitacionais.
Três aulas
1. Lente forte.
Onde há distorções facilmente visíveis, como a formação de anéis de Einstein, arcos e múltiplas imagens.
2. Lente fraca.
Onde a mudança nas fontes de fundo é muito menor e só pode ser detectada por análise estatística de um grande número de objetos para encontrar apenas alguns por cento de dados coerentes. A lente mostra estatisticamente como o alongamento preferido dos materiais de fundo é perpendicular à direção em direção ao centro. Ao medir a forma e a orientação de um grande número de galáxias distantes, suas localizações podem ser calculadas para medir o deslocamento do campo de lente em qualquer região. Isso, por sua vez, pode ser usado para reconstruir a distribuição de massa: em particular, a separação de fundo da matéria escura pode ser reconstruída. Como as galáxias são inerentemente elípticas e o sinal de lente gravitacional fraco é pequeno, um número muito grande de galáxias deve ser usado nesses estudos. Os dados fracos da lente devem evitar cuidadosamente várias fontes importantes de viés: forma interna, a tendência da função de propagação de ponto da câmera de distorcer e a capacidade da visão atmosférica de mudar as imagens.
Os resultados destesestudos são importantes para avaliar lentes gravitacionais no espaço para melhor entender e melhorar o modelo Lambda-CDM e fornecer uma verificação de consistência em outras observações. Eles também podem fornecer uma importante restrição futura à energia escura.
3. Microlente.
Onde nenhuma distorção é visível na forma, mas a quantidade de luz recebida do objeto de fundo muda com o tempo. O objeto de lente pode ser estrelas na Via Láctea, e a fonte do fundo são bolas em uma galáxia distante ou, em outro caso, um quasar ainda mais distante. O efeito é pequeno, de modo que mesmo uma galáxia com massa superior a 100 bilhões de vezes a do Sol produziria várias imagens separadas por apenas alguns segundos de arco. Aglomerados galácticos podem produzir separações de minutos. Em ambos os casos, as fontes estão bem distantes, muitas centenas de megaparsecs do nosso universo.
Atrasos de tempo
As lentes de gravidade agem igualmente em todos os tipos de radiação eletromagnética, não apenas na luz visível. Os efeitos fracos são estudados tanto para o fundo cósmico de micro-ondas quanto para estudos galácticos. Lentes fortes também foram observadas nos modos de rádio e raios-X. Se tal objeto produzir várias imagens, haverá um atraso de tempo relativo entre os dois caminhos. Ou seja, em uma lente, a descrição será observada mais cedo do que na outra.
Três tipos de objetos
1. Estrelas, remanescentes, anãs marrons eplanetas.
Quando um objeto na Via Láctea passa entre a Terra e uma estrela distante, ele focaliza e intensifica a luz de fundo. Vários eventos desse tipo foram observados na Grande Nuvem de Magalhães, um pequeno universo próximo à Via Láctea.
2. Galáxias.
Planetas massivos também podem atuar como lentes gravitacionais. A luz de uma fonte atrás do universo é dobrada e focada para criar imagens.
3. Aglomerados de galáxias.
Um objeto massivo pode criar imagens de um objeto distante atrás dele, geralmente na forma de arcos esticados - um setor do anel de Einstein. As lentes gravitacionais de cluster permitem observar luminares que estão muito distantes ou muito fracos para serem vistos. E como olhar para longas distâncias significa olhar para o passado, a humanidade tem acesso a informações sobre o início do universo.
Lente de gravidade solar
Albert Einstein previu em 1936 que os raios de luz na mesma direção das bordas da estrela principal convergiriam para um foco em cerca de 542 UA. Assim, uma sonda tão distante (ou mais) do Sol pode usá-la como uma lente gravitacional para ampliar objetos distantes no lado oposto. A localização da sonda pode ser alterada conforme necessário para selecionar alvos diferentes.
Drake Probe
Esta distância está muito além do avanço e capacidade de equipamentos de sondas espaciais como a Voyager 1, e além dos planetas conhecidos, embora por milêniosSedna se moverá ainda mais em sua órbita altamente elíptica. O alto ganho para detectar potencialmente sinais através dessa lente, como micro-ondas em uma linha de hidrogênio de 21 cm, levou Frank Drake a especular nos primeiros dias do SETI que uma sonda poderia ser enviada tão longe. O multiuso SETISAIL e posteriormente FOCAL foram propostos pela ESA em 1993.
Mas como esperado, esta é uma tarefa difícil. Se a sonda passar de 542 UA, as capacidades de ampliação da objetiva continuarão a operar em distâncias maiores, pois os raios que entram em foco em distâncias maiores viajam mais longe da distorção da coroa solar. Uma crítica a esse conceito foi feita por Landis, que discutiu questões como interferência, alta ampliação do alvo que dificultaria o projeto do plano focal da missão e análise da própria aberração esférica da lente.
