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LENTE GRAVITAZIONALE

QSO 2237 + 0305

 
Queste suggestive immagini prese dal telescopio Hubble sono del Quasar 2237 + 0305 scoperto nel 1985 nella costellazione di Pegaso e conosciuto come “Croce di Einstein”.
I quattro oggetti più luminosi non sono oggetti celesti reali ma immagini gravitazionali virtuali di un unico quasar distante circa 9 miliardi di anni luce e posto dietro una galassia circa 20 volte più vicina visibile nel centro della croce.
 
Vediamo quindi il quasar non dove realmente si trova ma sul prolungamento dei suoi raggi luminosi che arrivano sino a noi deviati dalla massa della galassia: è' il  campo gravitazionale della galassia, che si trova tra il quasar e l' osservatore ad agire da lente restituendoci più immagini gravitazionali della fonte luminosa stessa deflettendo la traiettoria dei raggi luminosi.
 
Il quasar QSO 2237 + 0305 è un bellissimo esempio di
.

LENTE GRAVITAZIONALE

Ossia dell' effetto che si verifica quando i raggi luminosi emessi da una sorgente di luce (una stella, un quasar o un’intera galassia) raggiungono l'osservatore passando per una stella o una galassia intermedia collocata lungo la linea di vista.
 
Come abbiamo visto, ognuno dei fasci di luce emessi dalla sorgente passa a distanze diverse dalla lente e l’immagine della sorgente ci viene restituita modificata e, in alcuni casi, ingrandita: la modifica che la massa intermedia provoca nel tessuto dello spazio tempo produce un effetto ottico simile a quello di una lente che può far apparire la sorgente  sdoppiata, amplificata o deformata.  
 
Ecco perché parliamo di lente gravitazionale:  agendo come lente di ingrandimento il campo gravitazionale dell’oggetto posto tra la fonte e l’osservatore ci permette di osservare sorgenti altrimenti invisibili perché troppo piccole o deboli.
 
Possiamo definire quindi lensing gravitazionale la deflessione della traiettoria dei raggi luminosi quando essi attraversano un campo gravitazionale che agisce da lente
 
Sebbene le proprietà fisiche della lente gravitazionale non siano, ovviamente, analoghe alle proprietà delle lenti ottiche, per capire meglio come si verifica l’effetto di lensing possiamo fare un semplice esperimento posizionando una candela accesa dietro la base di un bicchiere a stelo.
 
 
La base circolare del calice ha delle proprietà ottiche simili a quelle di una lente su scala galattica. 
 
Vista attraverso un bicchiere, una sorgente di luce compatta come la luce della candela viene deformata dal vetro-lente e riprodotta in  una immagine quadrupla, in  un anello (definito, come vedremo più avanti, anello di Einstein) oppure in doppie configurazioni di archi a seconda dell’inclinazione del bicchiere rispetto alla fiamma ed al nostro punto di osservazione.
 
 

 

C’E, MA NON SI VEDE.

Che un tale fenomeno possa essere presente in natura, viene predetto da Newton già nel 1704 e calcolato agli inizi del 1800 da un astronomo tedesco di nome Johann Georg von Soldner che, applicando la teoria della gravitazione universale ai raggi di luce, arriva a determinare un valore della deflessione della luce a causa dell'effetto lente incredibilmente simile a quello ricavato da Einstein un secolo più tardi.
 
Infatti, in un articolo pubblicato nel giugno del 1911 su “Annalen der Physik” dal titolo “L'effetto della gravitazione sulla propagazione della luce” Einstein ipotizza l’esistenza della lente gravitazionale intuendo,  ben cinque anni prima della formulazione della teoria della relatività generale, che
 
la massa intermedia, grazie al suo campo gravitazionale, funziona come un obiettivo deflettendo la luce in modo simmetrico e questo effetto mette a fuoco la sorgente di luce proprio come se i suoi fasci di luce passassero attraverso una lente di cristallo.
 
 
Poiché quando scrive il suo primo articolo  l'unica galassia nota è la Via Lattea e non si ha ancora la conoscenza di altre galassie al di fuori della Via Lattea stessa,  Einstein prende in considerazione il lensing (*2) che può verificarsi tra stelle o tra stelle ed un pianeta della massa di Giove e proprio per questo, nonostante l’intuizione geniale, non da troppa importanza al fenomeno concludendo che l'effetto lente non è osservabile nella realtà.
 
Infatti, l'angolo di separazione tra le due immagini  (e quindi la possibilità di vedere fonte e lente come oggetti distinti) dipende dalla massa dell'oggetto lente e dalle distanze tra la sorgente e l’osservatore;  poiché la separazione angolare (*1) tra i due oggetti non consente di vedere la sorgente e l’oggetto lente come due immagini distinte è estremamente improbabile che questo effetto sia osservabile dalla Terra
 
Questa conclusione viene confermata da una serie di misurazioni della luce fatte nell’aprile dell’anno successivo da Einstein ed Erwin Freundlich presso l’osservatorio di Berlino, che 
sebbene non abbiano portato a nessun risultato concreto ci hanno lasciato in eredità un preziosissimo taccuino autografo di Einstein che contiene, tra le varie altre preziosissime annotazioni, una descrizione accurata delle proprietà di base di una lente gravitazionale. 
 
 
Dopo l’esito deludente delle misurazioni di Berlino, l’argomento resta accantonato sino agli anni 20, quando Oliver Lodge, fisico britannico fra i maggiori pionieri nelle ricerche sulla propagazione delle onde elettromagnetiche e di quelle radio,  ipotizza che la luce può essere deviata e focheggiata da una lente gravitazionale ed un fisico russo, Orest Chwolson (o Khvolson)  riporta alla luce la questione pubblicando su Astronomische Nachrichten , una delle prime riviste scientifiche internazionali di astronomia, uno studio sul fenomeno delle lenti gravitazionali definendo il risultato che si ottiene se sorgente, lente ed osservatore sono perfettamente allineati: ossia un anello (quando questo si verifica l'immagine gravitazionale viene infatti definita anello di Chwolson o Anello di Einstein).
 
 
Sollecitato da Rudi Mandl, un ingegnere tanto arguto quanto visionario, anche Einstein scrive di nuovo di lenti gravitazionali nel 1936: in una breve pubblicazione sulle pagine della rivista Science presenta le formule relative alle proprietà ottiche di una lente gravitazionale e la definizione dei diversi tipi di immagini gravitazionali dell'oggetto sorgente che si possono ottenere ed ipotizza la possibilità di osservare un anello quando una sorgente lontana è soggetta all’effetto lente di una stella di grande massa. 
 
Ancora una volta però
 
L'argomento appare tanto interessante quanto difficile da provare, L'entusiasmo della possibilità della sua esistenza viene ogni volta smorzato dalla relativa impossibilità di dimostrarlo con prove empiriche: utilizzando stelle e pianeti come fonti e oggetti lenti, il valore della deflessione calcolato rende impossibile distinguere l'immagine della fonte da quella dell'oggetto-lente. 
 
Per dimostrare empiricamente il fenomeno sarà necessario attendere la scoperta delle galassie nella seconda metà degli anni '20 e quella dei quasar ben quarant’anni dopo.
 

ZWICKY - 1937

 
Fritz Zwicky è un astronomo del California Institute of Technology che, proprio a seguito delle nebulose extragalattiche appena scoperte, ipotizza la possibilità di osservare l'effetto della lente gravitazionale arrivando alla conclusione che le altre galassie sono ottime candidate come oggetto lente e che è possibile scoprire altre galassie focheggiate dalle galassie lenti.
 
Le galassie sono lenti gravitazionali più potenti delle singole stelle e possono generare immagini gravitazionali dell'oggetto fonte in grado di essere osservate separatamente (quindi con una separazione angolare maggiore)  ed inoltre l’allineamento tra un oggetto fonte, l’oggetto lente ed un osservatore qui sulla Terra è molto più probabile per le galassie che per le stelle.
 
Nel 1937 arriva alla conclusione che le masse tipiche, le dimensioni e le distanze reciproche delle  galassie sono tali che doppie immagini gravitazionali di una galassia lontana devono essere significativamente più frequenti rispetto a doppie immagini gravitazionali delle stelle e conclude che le galassie possono essere delle ottime lenti gravitazionali fornendo non solo una ulteriore prova dei principi alla base della relatività generale ma possono consentire di osservare oggetti altrimenti invisibili permettendo di determinare in maniera più accurata la massa della galassia che funge da lente.
 
 
L’intuizione è fondamentale, ma per avere una prova osservativa è necessario attendere ancora. 
 

ANNO 1979 - Q0957+561

 
La scoperta dei quasar nei primi anni '60 porta ad un rinnovato interesse per la teoria della lente gravitazionale.
I quasar (Quasi Stellar Radiosource) sono oggetti extragalattici  molto distanti e molto luminosi: sono tra gli oggetti celesti più brillanti e data la loro luminosità risultano visibili anche a miliardi di parsec di distanza
 
Queste proprietà combinate rendono la sorgente di luce di un quasar distante deflessa dal campo gravitazionale di una galassia meno lontana una candidata ideale per una lente gravitazionale osservabile. 
 
Il primo fenomeno osservato di lente gravitazionale è, infatti, proprio legato ad un quasar.
 
Nel 1979 Dennis Walsh, Robert F. Carswell e Ray J. Weymann scoprono due quasar separati di circa 6 secondi d'arco (distanza che può essere paragonata alla dimensione apparente di un compact disc visto da una distanza di quattro chilometri) ma qualcosa sembra non tornare: i due oggetti  hanno spettri di emissione e di assorbimento praticamente identici e lo stesso redshift e quindi non può che trattarsi dello stesso oggetto che ci arriva sdoppiato in due immagini gravitazionali distinte.
 

Ecco la prima lente gravitazionale osservata:  Q0957 quasar + 561 è’ la doppia immagine di una stessa quasar prodotta da una lente gravitazionale.  Zwicky non si sbagliava.
Dopo due anni, nel 1981, viene trovata anche la lente, una galassia quasi allineata con i due quasar (circa 1 secondo d'arco a nord dell'immagine più meridionale) con una massa dinamica di almeno 10 volte superiore a quella visibile.
 
E' possibile stimare la massa dinamica della galassia grazie al ritardo temporale che si verifica tra le due immagini gravitazionali del quasar: i fotoni delle due immagini compiono dei percorsi differenti attorno alla galassia-lente ed arrivano a noi con una differenza di circa 420 giorni.
 
Proprio il ritardo temporale consente di fare una stima precisa della massa dinamica della galassia e risalire alla costante di Hubble H0 poiché, come abbiamo appena sottolineato, questo ritardo è dato dalla differenza delle distanze percorse dalla luce e quindi inversamente proporzionale alla costante di Hubble 
 
 
 
 
 
 

MACRO E MICROLENSING

 
Nel caso del quasar  Q0957  + 561  le immagini della sorgente appaiono separate dall'oggetto lente poichè hanno una distanza angolare tale che il potere risolutivo di un telescopio  consente di osservarle separate (NB Hubble Space Telescope ha, ad esempio, un potere risolutivo di circa 0.05”)
 
Il Macrolensing descrive proprio fenomeni analoghi al quasar che avvengono su scala cosmica e le immagini che si formano sono a distanza angolare maggiore di 0.1 -1” e quindi separabili.
 
Se invece gli eventi di lensing avvengono entro la scala galattica (parliamo quindi di eventi ricompresi quindi nel singolo volume della galassia tra oggetti astronomici tra loro comparabili ad esempio stella-su-stella), il fenomeno  viene definito microlensing: questo fenomeno non restituisce come effetto delle immagini separabili  bensì una variazione di luminosità della sorgente che aumenta sino a raggiungere un massimo e poi decresce in modo proporzionale a causa del moto relativo rispetto all’oggetto lente.
 
Tale variazione che può essere rappresentata da una curva di luce con caratteristiche ben precise descritta nel 1986 da Paczynsky che ed introduce per primo proprio il termine di microlensing gravitazionale
 
In questo caso è proprio il miglior allineamento che abbiamo rispetto all'osservatore piuttosto che la massa a potenziare l'effetto lente
 
In presenza di microlensing le immagini multiple prodotte dell’oggetto sorgente sono troppo vicine per essere osservate come immagini separate dall’oggetto lente. Ciò nonostante il fenomeno può essere rilevato perché le immagini appaiono come un unico oggetto con una maggiore luminosità apparente. Ovviamente non essendo nota la luminosità effettiva della sorgente non è possibile determinare il fenomeno con una unica osservazione ma solo con più osservazioni nel tempo poiché l’oggetto lente si muove lungo la linea di vista e la luminosità varia aumentando sino a raggiungere un massimo per poi diminuire simmetricamente.
 

AGOSTO 2017: IL "MEDIO" LENSING

Lente gravitazionale mediaAd Agosto 2017 un articolo pubblicato su Astrophysical Journal  sembra evidenziare la presenza di una lente gravitazionale intermedia, generata non da una galassia intera né da una singola stella ma da un gruppi di stelle posto in un braccio galattico di una galassia interposta. Lo strumento utilizzato dal Caltech, l'Owens Valley Radio Observatory (OVRO), ha consentito così i osservare in dettaglio senza precedenti (un milionesimo di arcosecondo, corrispondente a un granello di sabbia sulla Luna osservato da Terra) dei grumi di materia espulsi periodicamente dalla zona centrale di una galassia distante, zona occupata da un buco nero centrale. Questi blob di materia erano già ipotizzati e probabilmente osservati, ma mai si era andati tanto a fondo con l'osservazione il che è dovuto proprio alla presenza di una massa intermedia.
I grumi osservati sono vicinissimi alla zona centrale, quella di origine, e ciascuno di loro occupa uno spazio di pochi giorni luce. La lente dovrebbe avere una massa di 10 mila masse solari, forse un ammasso stellare.
Per avere la conferma di quanto osservato si procederà a osservazioni interferometriche tramite il VLBI. 

LE DIVERSE CONFIGURAZIONI POSSIBILI DI LENTI GRAVITAZIONALI (L'UNIVERSO CI SORRIDE)

In base al diverso allineamento tra fonte, oggetto lente ed osservatore abbiamo diverse configurazioni di lenti gravitazionali
 
Poiché, come già detto,  noi vediamo l'oggetto lontano non dove effettivamente si trova ma lungo la linea di prolungamento dei raggi luminosi che ci arrivano, vediamo oltre all'oggetto una sua immagine.
 
Le immagini prodotte dalla lente possono assumere le forme più disparate in base a come oggetto e lente sono allineati rispetto all'osservatore
Una galassia agisce da lente sia per i raggi che passano al suo interno sia per quelli che attraversano la sua distribuzione di massa, questa caratteristica fa si che il numero delle immagini prodotte per l'effetto lente sia sempre dispari (anche se a tutt'oggi il numero delle immagini gravitazionali osservate nella maggioranza dei casi è pari)
 
In base a come è distribuita la massa della galassia si possono vedere immagini diverse ed in caso di lenti trasparenti, come gli ammassi di galassie, si riesce a  vedere anche l'oggetto vero e proprio.
 
Se la sorgente luminosa e l'oggetto lente sono posti sulla stessa linea di vista rispetto all'osservatore, se la lente ha una forma sferica ed una distribuzione di massa omogenea non osserveremo una immagine multipla della sorgente ma un anello luminoso detto Anello di Einstein .
 
In presenza del medesimo allineamento perfetto visto nel caso dell'anello di Einstein ma con la galassia lente a forma ellissoidale avremo 4 oggetti disposti a forma di croce.
 
 
Archi ed archetti gravitazionali si ottengono quando la lente è un ammasso di galassie con distribuzione disomogenea di massa.
 
 
In presenza di oggetti estesi e non allineati con l'asse della galassia lente le immagini gravitazionali risultanti che si possono avere sono delle strutture complesse: se l'oggetto è una galassia ellittica e la lente è un ammasso di galassie vedremo nell'immagine anche la galassia ellittica poiché l'ammasso è una lente trasparente perché pur avendo una alta concentrazione di materia, gli ampi spazi tra le galassie lasciano vedere le galassie sorgenti sullo sfondo 
 
Le immagini multiple come la croce di Einstein sono effetto del c.d. strong lensing, archi ed archetti sono effetto invece del weak lensing.
 
Una delle peculiarità del weak lensing è la deformazione della forma delle galassie sorgente e proprio grazie a questa distorsione si riescono a compiere degli studi sulla struttura a larga scala dell’universo, sulla distribuzione della materia oscura ed a misurare il contributo della energia oscura nell'espansione dell'universo. 

Anche il Microlensing è un importante metodo di indagine e scoperta.

Lo stesso Paczynsky considera  la possibilità di usare il microlensing come metodo di ricerca di pianeti extrasolari: è sempre un suo articolo a riaccendere l'interesse sull'argomento e dare la spinta a molte ricerche osservative orientate verso il Centro Galattico e verso le Grandi e Piccole Nubi di Magellano.
 
Ad oggi sono stati scoperti oltre 30 pianeti con la tecnica del microlensing e, sebbene sia un metodo piuttosto oneroso, consente addirittura la scoperta di pianeti nelle galassie vicine; per individuare pianeti della massa terreste la scala necessaria è quella del nanolensing, ossia l'angolo di deflessione della luce è dell'ordine della misura del miliardesimo di arcosecondo.
 
 
Inoltre il microlensing, proprio perché studia le modifiche delle posizioni orbitali delle stelle di una galassia lente attraverso le fluttuazioni di intensità della curva di luce, è considerato uno strumento “indiretto” di studio della materia oscura : l’effetto lensing dipende esclusivamente dalla massa della lente e viene usato per accertare la presenza di oggetti celesti molto deboli o invisibili come nane brune, stelle di neutroni, nane bianche o buchi neri, oggetto noti con l’acronimo di MACHO (Massive Compact Halo Objects)
 
 
Nel ventunesimo secolo il fenomeno della lente gravitazionale è un fondamentale metodo di indagine in astrofisica e cosmologia.
 
La ragione per la crescita continua delle indagini in questa direzione è che oggi le lenti gravitazionali sono molto più di un semplice fenomeno relativistico di interesse generale  
 
Ora che è stato identificato un numero significativo di sistemi di lenti il fenomeno viene utilizzato sempre di più come uno strumento di osservazione, permettendo agli astronomi di rispondere a questioni cosmologiche ancora parzialmente irrisolte per la determinazione dei parametri del cd modello cosmologico standard.
 
Quando qualcuno mi chiede: «A che cosa serve l'astronomia?» mi capita di rispondere: anche se non fosse servita ad altro che a rivelare tanta bellezza, avrebbe già giustificato ampiamente la sua esistenza. H. Reeves 
 

Nuove tecniche di scoperta

Lenti gravitazionali osservate da HST. Credit Hezaveh et al.Un team di ricercatori del Kavli Institute for Partiche Astrophysics and Cosmology ha utilizzato le reti neurali per analizzare immagini cosmologiche, riuscendo a creare un algoritmo in grado di riconoscere effetti di lente gravitazionale in un tempo altamente ridotto e con un alto grado di certezza, abbattendo i tempi da settimane a qualche secondo. Le reti neurali sono intelligenza artificiale modellata a immagine e somiglianza del nostro cervello e proprio questi algoritmi hanno consentito di giungere a risultati davvero preziosi. Lo studio è apparso a fine Agosto 2017 su Nature, ad opera di Yashar D. Hezaveh et al.  Per ciascuna lente è stato possibile monitorare le proprietà giungendo anche alla distribuzione di massa e del grado di distorsione. 
 
 
(*1) in base all’allineamento sorgente/oggetto lente/osservatore avremo diverse immagini gravitazionali
(*2) il fenomeno del lensing tra oggetti di queste dimensioni viene definito microlensing
 
FONTI
W. Isaacson - Einstein
M. Hack - L'universo nel Terzo Millennio
Max Planck Institute for Gravitational Physics http://www.aei.mpg.de/
EniScuola
Ithaca, Viaggio nella Scienza (2015)

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