Lentes gravitacionales: telescopio natural

Gerardo Martínez Avilés

Imagen: Atenayhs Castro

Hace unos años, gracias a la teoría de la relatividad general de Albert Einstein, los científicos encontraron una nueva forma de observar el Universo utilizando como herramienta los propios objetos que hay en él.

Nuestro conocimiento del Universo avanza a la par de nuestra forma de observarlo. Para los astrónomos más antiguos el único instrumento para captar la luz de los astros eran los ojos. Un salto tecnológico importante se debe a Galileo, el primero en usar un telescopio de lentes para observar los objetos del cielo, a principios del siglo XVII. Una lente capta la luz de un objeto lejano y la concentra porque tiene la capacidad de desviarla. Así, con lentes podemos ver objetos que nuestros ojos no perciben por estar demasiado lejos o ser demasiado tenues.

Unos decenios después de Galileo, Isaac Newton inventó el telescopio reflector, que en lugar de lentes usa un espejo curvo para recoger y desviar la luz. Desde entonces la astronomía ha estado dominada por grandes telescopios reflectores. En los últimos años del siglo XX el invento de Newton llegó al espacio con el Telescopio Espacial Hubble y otros instrumentos similares, lo que nuevamente nos ha permitido observaciones innumerables y cada vez mejores.Hace unos años los científicos encontraron una nueva forma de observar el Universo utilizando como herramienta ¡los propios objetos que hay en él!

Bienvenidos a la era de las lentes gravitacionales.

La concentración de masa en el cúmulo Bala se determinó utilizando el efecto de lentes gravitacionales.

Desviación de la luz de una estrella por la acción del campo gravitacional del Sol. Ilustración: Hyper-Mathematics/Uzayzaman.

Caminos de la luz

La gravedad curva la trayectoria de los objetos: una piedra que se lanza hacia arriba vuelve a caer, los planetas se mantienen en órbita alrededor del Sol. En 1704 Isaac Newton se preguntó si los rayos de luz también serían desviados por un campo gravitacional. “¿No actúan los cuerpos sobre la luz a distancia, y por su acción doblan sus rayos; y no es esta acción más intensa a menor distancia?”, escribió Newton.

Exactamente 100 años después, un astrónomo llamado Johann Georg von Soldner utilizó las ideas de Newton en mecánica y en óptica para calcular la desviación de un rayo de luz que, proveniente de algún cuerpo lejano, pasara rasando la superficie del Sol antes de llegar a la Tierra. Según Soldner el rayo se desviaría 0.875 segundos de arco de su trayectoria recta original. Si en aquel entonces se hubiera contado con instrumentos para medir la desviación real, se habría descubierto que Soldner estaba equivocado. Pero, ¿por qué?

A principios del siglo xx, Albert Einstein desarrolló la teoría general de la relatividad, donde planteó la revolucionaria idea de que la gravedad se debe a que los cuerpos con masa deforman el espacio-tiempo. Una de las predicciones de esta teoría era que la trayectoria de un rayo de luz proveniente de un objeto lejano debería desviarse al pasar cerca de un cuerpo suficientemente masivo, como el Sol. Para entonces ya se contaba con la tecnología necesaria para detectar la desviación de la luz y el astrónomo inglés Arthur Eddington quiso saber si Einstein tenía razón. Para probarlo consideró que la desviación calculada con la teoría general de la relatividad era de 1.745 segundos de arco, el doble de lo esperado con la teoría de Newton. Así, la luz de las estrellas situadas detrás del Sol debería doblarse al pasar rasando por la superficie de éste. Desde la Tierra veríamos esas estrellas en posiciones ligeramente alteradas respecto a las que se les han medido en otra época del año, cuando el Sol no está entre ellas. Pero la luz de las estrellas que están detrás del Sol únicamente es visible durante un eclipse total. Eddington sabía que la única forma de medir la desviación era esperar la oscuridad de un eclipse para tomar fotografías de las estrellas que se dejarían ver cerca del Sol en esos momentos.

La expedición de Eddington hizo sus históricas observaciones durante un eclipse que ocurrió el 29 de mayo de 1919 y que fue visible en la Isla Príncipe, frente al África occidental, y en partes de Brasil. Eddington logró tomar 16 fotografías del eclipse y las estrellas circundantes. Al comparar la posición de éstas durante el eclipse con la posición conocida, sin el Sol de por medio, Eddington concluyó que la desviación de los rayos luminosos era precisamente la predicha por la teoría de Einstein. Hoy sabemos que las mediciones de Eddington tenían una precisión de sólo 30%, de modo que, como decimos en la jerga científica, Eddington “cuchareó” para obtener los resultados que quería. De cualquier modo, el experimento se ha repetido muchas veces y en todas se han confirmado las predicciones de la teoría general de la relatividad. Pero a Eddington le quedó el consuelo de conservar el honor de ser el primero en fotografiar una lente gravitacional.

La Cruz de Einstein: los cuatro objetos alrededor del cuerpo central, una galaxia cercana, son imágenes repetidas del mismo cuásar. Foto: NASA/ESA/STScI.

Telescopios naturales

Si el Sol, como una lente óptica poco potente, puede desviar un rayo de luz por 1.745 segundos de arco, ¿qué podrá hacer un cuerpo mucho más masivo? En 1937, el astrónomo Fritz Zwicky sugirió que una galaxia interpuesta entre un objeto más distante y nosotros podría enfocar la luz del objeto. Así, un cuerpo demasiado tenue para verse desde la Tierra, se haría visible gracias al campo gravitacional de la galaxia. Ésta podía actuar como un teles­copio natural.

Más que simplemente enfocar el objeto para hacérnoslo menos tenue, el efecto de una galaxia interpuesta sería doblar la luz de los objetos más lejanos de maneras caprichosas, quizá produciendo efectos de lente ojo de mosca. Zwicky ideó un método para encontrar lentes gravitacionales: buscar en el cielo imágenes múltiples de un mismo objeto.

Tomemos como ejemplo un cuásar. Los cuásares son objetos muy luminosos y se encuentran entre los cuerpos más lejanos que podemos ver. En algunos casos, además, los cuásares presentan variaciones en brillo en periodos de unas cuantas semanas. Imaginemos que entre el cuásar y nosotros hay una galaxia con una masa típica de 100 millones de veces la masa del Sol. La mole de la galaxia dobla la luz del cuásar como la masa del Sol torcía la luz de las estrellas que fotografió Eddington. Dos rayos divergentes que, provenientes del cuásar, pasaran a uno y otro lado de la galaxia interpuesta, podrían desviarse y converger en la Tierra. Nosotros veríamos dos rayos provenientes de direcciones distintas, que nuestros ojos interpretarían como dos imágenes de objetos distintos.

Tuvieron que pasar más de 40 años para que la idea de Zwicky encontrara evidencia observacional. En 1979 los astrónomos Dennis Walsh, Robert Carswell y Raymond Weymann hallaron dos cuásares muy juntos en el cielo. Los cuásares se encontraban en lados opuestos de una galaxia brillante, pero lo curioso era que tenían espectros idénticos, es decir, la luz que emitían era igual. Una coincidencia de este tipo es sumamente improbable. La explicación debía ser que los dos cuásares eran en realidad la imagen duplicada de un mismo objeto. Desde entonces se han descubierto más de 40 imágenes múltiples debidas a lentes gravitacionales.

Dos rayos luminosos de un cuásar son desviados por el campo gravitacional del objeto central, en este caso un cúmulo de galaxias. Ambas desviaciones generan dos imágenes aparentes del objeto fuente. Ilustración: NASA/CXC/M. Weiss.

Los segmentos de anillos que se ven en la figura son causados por el efecto de lente gravitacional de un cúmulo de galaxias. Foto: HST/NASA/ESA.

Lo que hace la mano…

Dos rayos de la luz de un cuásar podrían ser desviados por un cuerpo muy masivo y enfocados hacia la Tierra, pero llegar por caminos de longitudes distintas. Si además el cuásar cambiara de brillo periódicamente, en vista de que el camino de uno de los rayos es más corto que el del otro las imágenes correspondientes cambiarían de brillo a destiempo.

En 1994 un equipo dirigido por el astrónomo Edwin Lewis Turner observó una de las imágenes del cuásar de Walsh, Carswell y Weymann por espacio de varias noches consecutivas. Después de hacer algunos cálculos, los investigadores se dieron cuenta de que podían predecir lo que hacía la otra imagen un tiempo después.

Descubrieron que la segunda imagen llegaba a la Tierra con un retraso de 415 días, ¡más de un año! En 1995 el equipo publicó en una prestigiosa revista de astrofísica lo que haría la imagen B en 1996. Acertaron, aunque resultó que el retraso era más bien de 417 +- 3 días. Así, este fenómeno permite hacer varias mediciones de un mismo acontecimiento aprovechando el retraso entre diferentes imágenes de un mismo objeto.

Hay distintas maneras de hacer uso de las lentes gravitacionales para entender mejor el cosmos. Las deformaciones de la luz que éstas producen, tanto las grandes (galaxias y cúmulos de galaxias) como las “microlentes” (estrellas), se utilizan hoy como verdaderos telescopios naturales que extienden nuestra capacidad de observación. A continuación, algunas de estas aplicaciones.

El camino que sigue el rayo que genera la imagen A es más corto que el que sigue el rayo de la imagen B. Es por ello que cualquier señal del cuásar será visible primero en la imagen A y un tiempo después en la imagen B.

Detectar objetos muy lejanos

Las lentes gravitacionales pueden enfocar sobre la Tierra la luz de objetos que por ser tan remotos y tenues, no se verían sin ellas. En 2004 se descubrió una galaxia muy lejana cuya luz se enfoca por efecto del cúmulo de galaxias conocido como Abell 2218. Esta galaxia era el objeto más remoto descubierto hasta entonces. Como, además, la luz de los objetos más lejanos en el espacio también nos llega de más atrás en el tiempo, estos objetos nos ofrecen una visión de las etapas tempranas del Universo. Los cuásares son cuerpos muy brillantes, pero tan lejanos que desde la Tierra se ven como puntos incluso con los telescopios más potentes. Pero si la luz de un cuásar pasa por una lente gravitacional antes de llegar a la Tierra, podemos llegar a ver el interior de ese objeto, lo que sirve para entenderlo mejor.

Inferir la distribución de la masa en el cosmos

Las lentes gravitacionales pueden convertirse en objetos de estudio por derecho propio. Uno de los principales problemas en la astrofísica es determinar la masa de los objetos que vemos en el cielo; la teoría de las lentes gravitacionales permite calcular la masa de la fuente gravitacional que hace de lente a partir de su efecto sobre la luz que pasa cerca de ella. Esto ha permitido estimar la masa de objetos que no emiten luz propia, pero que deforman la de algún cuerpo más lejano. El efecto de lente gravitacional de estos objetos, que de otra manera serían indetectables, nos permite medir parte de la masa de la misteriosa materia oscura: materia invisible salvo por sus efectos gravitacionales. Esto, a su vez, sirve para ajustar nuestras teorías del origen y la estructura del Universo. Hoy conocemos, por ejemplo, varios cúmulos de galaxias que producen arcos luminosos con la luz de objetos más lejanos.

Los primeros arcos luminosos debidos al efecto de lente de un cúmulo de galaxias fueron descubiertos en 1986 independientemente por Roger Lynds, del Observatorio Nacional de Astronomía Óptica de Estados Unidos, en colaboración con Vahé Petrosian, de la Universidad Stanford, y por el equipo de Genevieve Soucail, del Observatorio de Midi-Pyrénées, Francia. De la forma de los arcos se infiere la distribución de masa del cúmulo, y en particular, su contenido de materia oscura.

Encontrar exoplanetas

Otro uso de las lentes gravitacionales es la detección de planetas extrasolares o exoplanetas, esto es, planetas que giran alrededor de otras estrellas en nuestra galaxia; se trata de un área de la astronomía que ha cobrado mucha importancia en los últimos años. Si una estrella con un planeta pasa frente a una fuente de luz más lejana, la imagen de esta fuente se deforma por efecto de la masa de la estrella y el planeta. La tecnología de hoy no permite ver exoplanetas directamente, pero si se conoce la masa de la estrella, cuya luz sí se ve, se puede inferir la masa del exoplaneta a partir de la distorsión de la luz del objeto lejano. También se puede estimar la distancia a la que orbita el planeta.

Debido a su inmensa masa, el cúmulo galáctico Abell 1689 funciona como una enorme lupa cósmica. Foto: NASA, ESA, J. Richard (CRAL)/J.P. Kneib (LAM)/MarcPostman (STScI).

Medir la distancia a un cuásar

Las distancias a los objetos más lejanos del Universo son muy difíciles de medir, y esto generalmente se hace por métodos indirectos e imprecisos. Pero si un cuásar se ve deformado en imágenes múltiples por una lente gravitacional es muy fácil determinar la distancia a la que se encuentra. Resulta que el retraso entre las imágenes múltiples se puede calcular teóricamente como una fracción del tiempo total que tarda la luz en llegar desde el cuásar. De modo que, a partir del retraso medido y la fracción calculada, podemos obtener ese tiempo total, o lo que es lo mismo, la distancia al cuásar en años luz sin demasiadas complicaciones y con mucha precisión. Conocer las distancias a estos objetos tan lejanos también sirve para ajustar nuestros modelos cosmológicos, y en particular, para estimar la velocidad de expansión del Universo.

Hace apenas 30 años que se usan las lentes gravitacionales como herramienta para la astrofísica. Se puede decir, por lo tanto, que su historia apenas está comenzando. Quién sabe qué más seremos capaces de observar en el futuro y qué nuevos descubrimientos se harán con esta forma de observar el cosmos.