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Lupas en el Cielo y Relatividad General. Hablamos con Antonio Claret.

Microlentes gravitacionales - Hablando con Científicos podcast - CienciaEs.com

Desde que Albert Einstein dio a luz a su Teoría General de la Relatividad han transcurrido 100 años, un tiempo en el que la teoría, tras superar un elevado número de pruebas teóricas, experimentales y observacionales, se ha convertido en una de los logros más impresionantes de la historia de la Ciencia. Antono Claret, astrofísico teórico del Instituto de Astrofísica de Andalucía del CSIC, nos cuenta hoy cómo se comprobó observacionalmente la predicción de Einstein de que la luz se curva vencida por la gravedad, una demostración que abrió el camino a fenómenos, entonces insospechados, como las lentes y microlentes gravitacionales.

Microlentes gravitacionales. Lupas en el Universo.
(Texto de Antonio Claret, IAA)

Cuando se habla de lentes, viene a la mente la clásica imagen que tenemos de estos objetos: un cristal muy pulido que normalmente aumenta el tamaño del objeto que se observa. Pero la expresión lente gravitacional, ¿qué significa? Para responder a esta pregunta hemos que retroceder cien años, a 1915. En este año, Albert Einstein formuló la Teoría de Relatividad General, que describe las interacciones gravitacionales entre los cuerpos celestes y amplía en gran medida la Teoría de la Gravitación de Newton.

Según la descripción einsteiniana, la materia distorsiona el espacio en el que esta inmersa y esta distorsión resulta ser la causa de la atracción gravitacional entre los cuerpos. Pero no sólo los cuerpos materiales sienten la influencia del campo gravitatorio: el camino de un haz de luz también se desviará al pasar cerca de un objeto masivo. Pero, ¿cómo comprobar las predicciones teóricas de Einstein? La idea que circuló con bastante difusión en la época consistía en observar el Sol durante un eclipse: la luz de las estrellas que se ven angularmente cercanas al Sol sería desviada por el campo gravitatorio de éste. Fotografiando este campo de estrellas próximas al Sol durante y después del eclipse, ambas placas fotográficas revelarían (en el doble sentido de este término) las diferencias en las posiciones de las estrellas cercanas (en ángulo) al Sol. Un astrónomo inglés, Arthur Eddington, llevó a cabo la tarea. Aprovechando que el día 29 mayo de 1919 tendría lugar un eclipse total del Sol, Eddington organizó dos expediciones para observarlo: una fue a la Isla Príncipe – con Eddington al mando – y la otra a Sobral (Brasil), bajo la dirección de Dyson.

La primera expedición no tuvo mucha suerte. La climatología no ayudó y aunque Eddington creyó que había comprobado las predicciones, sus fotografías no tenían la calidad suficiente. Por suerte, la región de Sobral es muy soleada y el equipo desplazado a este rincón de Brasil obtuvo unas siete fotografías de buena calidad que, después de un exhaustivo análisis, pusieron de manifiesto la concordancia entre la observación y la teoría de Einstein. Sin embargo, la calidad de estas fotografías está siendo actualmente puesta en tela de juicio.

Si bien todas las lentes gravitacionales se producen por la fuerza de gravedad de los cuerpos que se encuentran en la trayectoria de la luz, el resultado de las observaciones varía desde un aparente cambio de posición hasta una deformación o multiplicación de la imagen fuente. La mayoría de las lentes encontradas tiene su origen en cuásares, aunque una galaxia, en alineación con un cúmulo de galaxias, también puede dar lugar a espejismos gravitacionales y ofrecer una imagen deformada. Otra tipología de fenómenos lente es la producida por un cuerpo menor, por ejemplo una estrella (microlente). Su fuerza gravitatoria provoca la división de los rayos de luz en una proporción mucho menor que las galaxias, de modo que la separación nos resulta imperceptible y sólo detectamos un aumento en el brillo de la imagen lejana. Se trata de un fenómeno difícil de detectar ya que exige que la estrella-fuente, el objeto-lente y nosotros estemos alineados de forma adecuada.

No obstante, hay ya algunos casos documentados. Recientemente, un grupo de astrofísicos de nueve países, incluyendo España (IAA), ha observado una microlente que amplía el objeto fuente más de cuatrocientas veces. Cinco telescopios terrestres y el telescopio espacial Hubble fueron utilizados para seguir el evento. El Hubble se encargó de definir con precisión el tipo espectral de la estrella-fuente, una información de primera importancia ya que determina cuales serán los modelos de atmósferas estelares que deben emplearse. La curva de luz resultante de la microlente MOA 2002-BLG-33 (el nombre viene de un ave extinta en Nueva Zelanda)

A este tipo de curva se le llama cáustica y la forma de “M” en su parte central indica que la microlente es, en realidad, un sistema binario. La forma de la curva de luz depende de las características de la microlente y de otros parámetros que también intervienen en la caracterización de la curva de luz pero que no están directamente conectados con la lente: la trayectoria, el radio y el oscurecimiento hacia el borde (limb-darkening) de la estrella-fuente.

El oscurecimiento hacia el borde es un fenómeno físico que puede ser observado incluso en una bombilla común: si la miramos directamente – no en exceso para no perjudicar la visión – notaremos que los bordes de la bombilla parecen ser más oscuros que su centro. Eso ocurre porque la luz que proviene del interior de la estrella recorre en los bordes un camino mayor al de la dirección central y, como consecuencia, se atenúa. Lo mismo ocurre con el Sol y con todas las estrellas. Dicho en otras palabras, el limb-darkening es una medida de cómo la luz de una estrella se distribuye a lo largo y ancho de su disco. Esta distribución no es uniforme: depende de la cantidad de metales que contiene la estrella, de la micro-turbulencia, de su radio, de su masa y de su temperatura.

Como la luz de la estrella-fuente fue amplificada casi quinientas veces, se nos brindaba la posibilidad, sin precedentes, de estudiar detalladamente cómo la luz se distribuye en el disco de esta estrella, de tipo solar aunque bastante más evolucionada. La calidad de los datos exigía, en contrapartida, un cálculo muy detallado de los modelos de atmósferas estelares que incluyera millones de líneas espectrales. Debido a la complejidad del problema, las técnicas usuales (y menos aún las técnicas antiguas de integración que algunos todavía insisten en utilizar) para solucionar la ecuación de la transferencia de la radiación no se aplicaron en su forma habitual, ya que se tuvieron en cuenta también los efectos de la geometría esférica, que no están incluidos en los modelos actualmente disponibles, que consideran solamente los efectos de una geometría plana.

El resultado de estos cálculos puede verse en la Figura 2, donde la línea negra continua representa la curva de luz calculada y las barritas en colores denotan los datos observacionales. El cálculo para reproducir la curva de luz es un proceso muy laborioso y exige muchísimo tiempo en grandes ordenadores, como también el cálculo de modelos de atmósferas. Por primera vez se pudo observar y comparar el limb-darkening para este tipo de estrellas con un nivel real de confianza de cerca del noventa y cinco por ciento.

En Junio del 2005, el mismo equipo de astrofísicos, en el que participa Antonio Claret, del Instituto de Astrofísica de Andalucía, determinó por primera vez la forma de una estrella lejana, usando la microlente MOA 2002-BLG-33. Por una feliz coincidencia, se conmemoró durante el año 2005 el año Einstein, debido a que se cumplía 100 años del enunciado de la Teoría de la Relatividad. Este hecho fue convenientemente resaltado en la prensa especializada. Volviendo a los aspectos técnicos, la precisión de la medida fue de 0.04 microsegundos de arco. Para hacerse una idea de esta precisión, la figura de la derecha muestra una imagen obtenida con el Telescopio Espacial Hubble (izquierda) comparada con la obtenida utilizando la técnica de las microlentes gravitacionales (derecha). La resolución es del orden de un millón de veces superior en el segundo caso. Tal precisión es realmente llamativa dado que MOA 2002-BLG-33 se encuentra a aproximadamente 17 mil años-luz de la Tierra.

REFERENCIAS

“Fenómenos astrofísicos y la extinción de los dinosaurios”. Antonio Claret dos Santos (claret@iaa.es) Consejo Superior de Investigaciones Científicas, Instituto de Astrofísica de Andalucía

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