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LA GRAVITACION EN EL UNIVERSO

ASÍ como una canica desvía su trayectoria sobre una superficie curvada, una partícula masiva o un fotón siguen una geodésica en el espacio-tiempo curvo. Las ecuaciones matemáticas de la relatividad general permiten calcular la curvatura del espacio-tiempo producida por una masa dada, así como las trayectorias de las partículas bajo la influencia de esa masa. En la práctica, este cálculo es un proceso difícil. Al principio, Einstein logró resolver sus ecuaciones en forma aproximada y, aún así, obtuvo resultados sumamente interesantes, que veremos a continuación. Posteriormente, se encontraron algunas otras soluciones exactas: unas describen cuerpos muy compactos y otras son modelos del Universo.

EL MOVIMIENTO DEL PERIHELIO DE MERCURIO

El primer gran éxito de Newton fue explicar el movimiento de los planetas alrededor del Sol. Tomando en cuenta, sólo la atracción gravitacional del Sol, demostró que las órbitas de los planetas son elipses, tal como había descubierto Kepler en forma empírica. Sin embargo, la atracción de los planetas entre sí, aunque mucho menor que la atracción solar, no es enteramente despreciable y produce ligeras desviaciones en las órbitas planetarias. Estas pequeñas perturbaciones orbitales se han podido calcular y las observaciones confirman los resultados teóricos. De hecho fue así como en el siglo pasado los astrónomos Adams y Le Verrier predijeron la existencia y la posición en el cielo del planeta Neptuno a partir de las perturbaciones observadas en la órbita de Urano, el planeta más lejano conocido en aquella época.

El mismo Le Verrier fue quien descubrió por primera vez una anomalía en la órbita de Mercurio, el planeta más cercano al Sol. En 1859, anunció que el perihelio de Mercurio avanza 38 segundos de arco por siglo. Este fenómeno fue confirmado posteriormente por otros astrónomos, estableciéndose un valor de 43 segundos por siglo, que es el aceptado en la actualidad.

Le Verrier reconoció que el fenómeno que había descubierto no tenía una explicación simple. Descartó la posibilidad de que se debiera a la influencia de Venus o de algún planeta, aún no descubierto, que se encontrara en órbita entre Sol y Mercurio. Sugirió como posible explicación la presencia de una nube de asteroides en órbita intramercurial, pero ningún astrónomo detectó tales cuerpos. El avance del perihelio de Mercurio fue durante años una espina clavada en la mecánica newtoniana, pues arrojaba la sombra de la duda sobre la perfección de esta teoría.

En noviembre de 1915, Einstein trabajaba en la versión final de su artículo sobre la relatividad general. La primera aplicación que hizo de su teoría fue calcular la órbita de un planeta alrededor del Sol, y demostrar que, debido a efectos relativistas, el perihelio de las órbitas se corre lentamente. En particular, el resultado que obtuvo para el caso de Mercurio fue de ¡43 segundos por siglo!, en total acuerdo con las observaciones astronómicas. Así Einstein resolvió un problema que mantuvo en jaque a los mecánicos celestes durante seis décadas. Según contó él mismo, durante los días posteriores a su descubrimiento estuvo fuera de sí por la emoción y llegó a sufrir taquicardia.

LA DESVIACIÓN DE LA LUZ

¿Actúa la fuerza gravitacional sobre la luz como sobre cualquier partícula material? ¿Es la luz inmune a la gravedad? Isaac Newton pensaba que la luz está constituida por partículas y que por lo tanto un rayo luminoso debe desviarse bajo la acción de la gravedad, al igual que la trayectoria de un proyectil (aunque, esta desviación debe ser prácticamente imperceptible debido a la enorme velocidad de la luz).

Ya en 1911, Einstein, aun cuando no había formulado por completo su teoría de la gravitación, postuló que la luz se comporta como cualquier partícula material. Por lo tanto, predijo que un rayo de luz al pasar, cerca de la superficie del Sol desvía su trayectoria en un ángulo de 0.87 segundos de arco (Figura 33) y propuso medir ese efecto durante un eclipse solar.

El ángulo de desviación se puede calcular según la mecánica newtoniana invocando el principio de equivalencia, pues la trayectoria de una partícula atraída gravitacionalmente no depende de su masa. De acuerdo con esta suposición, la masa de una partícula de luz —un fotón— carecería de importancia en el cálculo de su trayectoria.

Sin embargo, en 1915, con la teoría de la relatividad general bien establecida, Einstein volvió a calcular la desviación de un rayo de luz y se dio cuenta de que la curvatura del espaciotiempo y el hecho de que la masa del fotón es estrictamente cero, influyen en forma muy particular sobre la trayectoria de la luz. Esta vez dedujo que un rayo de luz debe desviarse en un ángulo de 1.7 segundos al pasar cerca del Sol, exactamente el doble de lo que predice la teoría newtoniana. Así, midiendo ese ángulo se puede comprobar cuál teoría, la de Newton o la de Einstein, es la correcta en el caso de la luz.

El experimento propuesto por Einstein consistía en observar las estrellas muy cerca del disco solar durante un eclipse total de Sol —única oportunidad de ver las estrellas cerca de este astro—. Comparando la posición aparente de una estrella con la que tenía cuando el Sol no se hallaba cerca, se puede determinar el ángulo de desviación, aunque este ángulo es tan pequeño que su medición es muy difícil y requiere de una enorme precisión.

Al parecer, el primer intento de confirmar las ideas de Einstein lo realizó una expedición argentina que partió a observar un eclipse en Brasil, en 1912, pero tuvo la mala suerte de encontrar tiempo totalmente nublado. Otra expedición, esta vez alemana, se dirigió a Crimea, en 1914, para observar un eclipse visible desde esa región, pero fue sorprendida por la declaración de guerra entre Alemania y Rusia, por lo que los miembros de la expedición tuvieron que regresar apresuradamente sin presenciar el fenómeno celeste. La primera Guerra Mundial impidió cualquier intento, de medir el efecto calculado por Einstein.

Finalmente, en 1919, ya concluida la guerra, se organizaron dos expediciones británicas para observar un eclipse que tendría lugar el 29 de mayo de ese año. La primera expedición, dirigida por Andrew Crommelin, se instaló en Brasil, y la segunda, a cargo de sir Arthur Eddington, se estableció en una isla frente a la Guinea Española. Esta vez, las observaciones fueron exitosas.

En una sesión científica que tuvo lugar en Londres en noviembre del mismo año, y en medio de enormes expectativas, Crommelin y Eddington anunciaron finalmente el resultado de varios meses de estudio de sus placas fotográficas: dentro de los posibles errores de medición, se confirmaba el valor predicho por la relatividad general. A partir de ese día, Einstein se volvió una figura pública.

La medición de 1919 tenía un margen de error de un 30%. Se han repetido observaciones durante otros eclipses con precisiones de hasta 10% confirmando la predicción de Einstein.

En años más recientes, los astrónomos utilizaron, en lugar de estrellas, fuentes cósmicas de radio (algunas galaxias y cuasares emiten no sólo luz visible sino también ondas de radio), con el fin de medir la desviación de las señales de radio al pasar cerca del Sol. La ventaja de este método es que las fuentes de radio en el cielo se pueden detectar también de día y cerca del Sol, por lo que no es necesario esperar un eclipse. Los resultados más recientes han confirmado la teoría de Einstein con una precisión de 1%.

Una comprobación mas espectacular de que la luz se desvía por la gravedad surgió recientemente, en 1979, con el descubrimiento de las lentes gravitacionales. Los cuasares son los objetos más lejanos y luminosos que se pueden observar en el Universo. En algunas ocasiones, la luz emitida por un cuasar puede pasar muy cerca o a través de una galaxia que se encuentra a medio camino entre el cuasar y nosotros, la cual desvía la luz, como si fuera una lente gravitacional. En ese caso, puede ocurrir que la luz del cuasar pase tanto de un lado como del otro de la galaxia, y, como resultado, el cuasar se observe doble.

En 1979, astrónomos estadounidenses detectaron un cuasar doble, con dos componentes idénticas entre sí excepto por el tamaño, y dedujeron que se trataba del mismo cuasar observado a través de una galaxia actuando como lente gravitacional. Esa galaxia, menos luminosa que el cuasar, fue detectada posteriormente. Desde entonces se han encontrado cerca de una decena de cuasares dobles.

Un caso extremo de este efecto es cuando el cuasar, la galaxia intermedia y la Tierra se encuentran perfectamente alineados. Cuando esto sucede, la imagen del cuasar ya no es doble sino que se distribuye a lo largo de un arco, como se ve en la figura 36. Lo interesante es que en 1985 se detectó un gigantesco arco luminoso alrededor de una galaxia; algunos astrónomos sospechan de que se trata de la imagen de un cuasar lejano amplificado y deformado por una galaxia alineada en forma excepcional.

EL CORRIMIENTO AL ROJO

Cuando se arroja una piedra hacia arriba, llega a cierta altura con una velocidad menor que la inicial. Dicho de otro modo, la piedra tiene que gastar parte de su energía para subir en contra de la atracción gravitacional de la Tierra. ¿Sucede algo similar con la luz?

En l907, cuando Einstein apenas empezaba a interesarse en la gravitación, dedujo que un fotón debe perder parte de su energía para escaparse de la atracción gravitacional de un cuerpo masivo. Ahora bien, como vimos en el capítulo II, la energía de un fotón es proporcional a su frecuencia (o inversamente proporcional a su longitud de onda asociada), así que un fotón emitido desde la superficie del Sol, por ejemplo, llega al espacio con una frecuencia ligeramente menor —corrida hacia el lado rojo del espectro— que la que poseía inicialmente.

Einstein calculó primero este efecto en forma aproximada, recurriendo únicamente al principio de equivalencia. Años más tarde, con la teoría general de la relatividad bien establecida, dedujo el resultado exacto una vez más y confirmó su primer cálculo.

Todos los átomos emiten fotones con frecuencias bien definidas, y estos fotones se pueden observar como líneas sobrepuestas al espectro. De acuerdo con Einstein, los fotones emitidos por los átomos en la superficie del Sol deben producir líneas espectrales corridas ligeramente hacia el lado rojo del espectro. Desgraciadamente, este efecto es demasiado pequeño en el caso del Sol para poderlo identificar sin lugar a dudas. Sin embargo, los astrónomos habían descubierto por esa época que la estrella Sirio posee una extraña compañera, cuya masa es semejante a la del Sol pero cuyo tamaño es extremadamente pequeño, de modo tal que la atracción gravitacional en su superficie es treinta veces más intensa que en la del Sol. Este hecho permitió detectar en 1924 el corrimiento al rojo en el espectro de esta estrella, confirmando la predicción de Einstein.

El corrimiento al rojo gravitacional resurgió en forma inesperada en los años sesenta, cuando los físicos estadunidenses R. V. Pound, G. A. Rebka y J. L. Snider realizaron un experimento tan preciso que pudieron medir el cambio de frecuencia de un fotón emitido desde el suelo hasta el techo de una torre, ¡a 22 metros, de altura! Utilizando el llamado efecto Mössbauer, por el que ciertos materiales emiten rayos gamma (fotones muy energéticos) con una frecuencia perfectamente bien definida, lograron confirmar la predicción de Einstein con un margen de error de sólo 1%, a pesar de que el cambio en frecuencia es de apenas una parte en mil billones.

Durante un eclipse total de Sol, podemos observar la posición de una estrella muy cercana al disco solar. Si la comparamos con la posición de esta misma estrella de noche, cuando su luz no es desviada al pasar cerca del Sol, podemos medir el efecto de la deflexión gravitacional de los rayos luminosos. El efecto predicho por Einstein ha sido comprobado en múltiples ocasiones con gran exactitud. En este ejemplo, el Sol funciona como una lente gravitacional, pues análogamente a lo que hace una lente común —óptica—, desvía los rayos de luz (Figura 59).

Aunque la teoría es bastante más complicada, muchos de los efectos que predice la óptica gravitacional son similares a los de la óptica ordinaria. La diferencia estriba en la manera como las diferentes lentes doblan los rayos de luz. Según la teoría general de la relatividad, la distorsión —curvatura— del espacio-tiempo alrededor de un cuerpo masivo producirá una deflexión de los rayos de luz con un ángulo directamente proporcional a la masa del objeto lente, e inversamente proporcional a la distancia a la que pasan los rayos del objeto lente.

Una pregunta sumamente interesante que surge en este contexto es: ¿puede una lente gravitacional producir imágenes como una lente óptica? En 1936, el mismo Einstein demostró que, en principio, una estrella podría enfocar la luz de otra mucho más distante. Sin embargo, al desarrollar el detalle de la teoría, se convenció de que las posibilidades de ver una imagen así formada eran despreciables. Esto se debe a que el efecto es importante sólo cuando el observador, la lente y la fuente luminosa están perfectamente alineados -coincidencia extremadamente improbable.

Un año más tarde, el astrónomo suizo Fritz Zwicky planteó el problema desde otra perspectiva: puesto que las galaxias distantes de gran masa son bastante abundantes, la probabilidad de observar el efecto de lente con galaxias, debía ser mucho mayor. Desafortunadamente —y esto sucede con cierta frecuencia— la publicación en que hizo esta sugerencia pasó desapercibida, y durante años los astrónomos, como Einstein, no volvieron a ocuparse de las lentes gravitacionales.

En los años sesenta, los físicos regresaron a explorar el problema más detalladamente, y encontraron una cantidad de posibilidades teóricas bastante intrigantes. Dependiendo de una serie de propiedades de los elementos del arreglo —observador, lente y fuente luminosa—, como tamaños y posiciones relativas, un observador podría ver distintos tipos de imágenes: un anillo, arcos o un conjunto de varias imágenes

En 1979 se descubrió un curioso par de cuasares cerca de la constelación de la Osa Mayor, que tienen una separación de tan sólo seis segundos de arco y se encuentran alineados en dirección Norte-Sur. Al cuasar del Norte se le bautizó A y al del Sur B y el par recibió el nombre de 0957+561 A, B (los números se refieren a las coordenadas celestes).

Las líneas espectrales de ambos cuasares tienen exactamente el mismo corrimiento al rojo —que implica una distancia de tres mil millones de años luz. Además, las características espectrales de ambos cuasares son idénticas. La única diferencia es que A es más brillante que B.

La probabilidad de encontrar dos cuasares tan cercanos entre sí con esas características es por casualidad tan pequeña que resulta prácticamente imposible. Entonces los astrónomos se dieron cuenta de que, muy probablemente, estaban viendo por primera vez dos imágenes de un mismo cuasar, producidas por una lente gravitacional.

Esta idea se confirmó al estudiar estos cuasares a distintas frecuencias y descubrir que, desde el radio hasta el ultravioleta, la razón del brillo entre los cuasares gemelos permanecía constante. Cuando, un año más tarde, se descubrió un cúmulo de galaxias en dirección del par —a un segundo de arco de distancia proyectada en el cielo— todo pareció encajar de maravilla, pues este cúmulo debía ser el que producía el efecto de lente.

Existe, sin embargo, una dificultad con la interpretación; según la teoría, una galaxia tipo cD —que son las más masivas del cúmulo— debe producir un número non de imágenes (una, tres, cinco, etc.). Sin embargo, sólo vemos dos. Debe haber una tercera imagen que, quizá por ser mucho más débil, no se ha podido detectar. Hasta ahora, se han descubierto aproximadamente diez casos similares —algunos dudosos— que se interpretan como lentes gravitacionales. En todos los casos se ven sólo dos imágenes, de modo que la tercera —u otras más— es muy débil o bien la interpretación no es la adecuada.

A fines de 1986, Vahe Petrosian y Roger Lynds, del observatorio de Kitt Peak, descubrieron dos inmensos arcos alrededor de los cúmulos de galaxias Abell 370 y 2242-02 en Acuario. Los arcos son perfectos y miden cientos de miles de años luz. El astrónomo polaco Bohdam Paczynski ha sugerido que quizá se trate de imágenes de lentes gravitacionales.

LENTES GRAVITACIONALES.

Cuando uno propone una teoría tiene que aceptar sus consecuencias. En 1915, Einstein pensó que, si de verdad su teoría de la gravitación era correcta y las masas deforman el espacio-tiempo a su alrededor, entonces cualquier cosa que pase cerca de una masa (por ejemplo cerca del Sol o de una galaxia) cambiará su trayectoria, ya que "notará" el espacio deformado allí (con el experimento de la tela elástica ya hemos visualizado esto). Por tanto, a las partículas de la luz (los fotones) también les debe pasar lo mismo, así que Einstein predijo que la luz debería desviarse al pasar cerca de un objeto masivo, y propuso que esto podría verificarse observando las posiciones de las estrellas cercanas (en proyección) al Sol durante un eclipse total.

En la imagen C se muestra la predicción de Einstein sobre la curvatura de la luz cerca del Sol: al caminar por el espacio-tiempo deformado por la masa del Sol, la luz de la estrella no sigue una línea recta euclidiana, sino que se tuerce cerca del Sol. Lo interesante del asunto es darse cuenta que un observador desde la Tierra vería la imagen de la estrella E no donde realmente está, sino en E'. Desde nuestra perspectiva terrestre (imagen D) vemos a la estrella más alejada del borde del Sol que lo que realmente está. Einstein calculó en 1915 este alejamiento extra en la posición de la estrella y cuatro años después Arthur Eddington verificó esta predicción, lo que causó enorme asombro entre los astrónomos (aún habituados a la física newtoniana) y dio fama mundial a Einstein.

Pero una consecuencia aún más espectacular de la teoría de Einstein son las llamadas lentes gravitacionales. El asunto es el mismo (la luz se curva cerca de una masa) pero ahora tenemos una enorme masa (por ejemplo una galaxia como la nuestra, la Vía Láctea, que tiene doscientos mil millones de veces la masa del Sol) que deforma enormemente el espacio-tiempo a su alrededor y desvía enormemente la luz de otras galaxias lejanas. Igual que un vidrio curvado deforma la imagen cuando miramos a través suyo (practicar con una botella, por ejemplo) una lente gravitacional deforma y amplifica la imagen de las galaxias lejanas produciendo imágenes dobles o múltiples, arcos, etc. Y si la galaxia-lente está situada exactamente enfrente de la galaxia de fondo, produce el llamado "anillo de Einstein". Sin embargo Einstein no pudo ver la comprobación observacional de su teoría porque el primer caso de lente gravitacional se descubrió en 1979.

En realidad son cuatro imágenes gravitacionales de un cuásar lejano (que no tiene nada que ver con la galaxia espiral) más el propio núcleo de la galaxia. ¿Cómo lo sabemos? Resulta que la luz de las cuatro condensaciones más externas (identificadas como q₁ a q₄ en la figura) es idéntica una a otra (en el lenguaje de la física diríamos que tienen idéntico espectro), lo que sólo podemos explicar si son efectivamente imágenes de la misma cosa (igual que las imágenes de uno mismo en un laberinto de espejos son idénticas entre sí, pero orientadas de forma diferente, unas las ves a la izquierda, otras a la derecha, etc.).

Este caso tan extraordinario de lente gravitacional se descubrió por casualidad en 1985 y se le llamó "Cruz de Einstein" porque las cuatro imágenes del cuásar forman un cuadrilátero, y también para que recordemos que gracias a Einstein podemos entenderlo.

LENTES GRAVITACIONALES

Mirando a través de una lente cósmica gigante, los científicos han encontrado algunas de las primeras estrellas que nacieron en el Universo.

Existe mucha incertidumbre acerca de los primeros tiempos: ¿Qué se formó primero, las estrellas o las galaxias... o los cúmulos de galaxias? ¿Acaso las primeras estrellas aparecieron una a la vez o en torrentes masivos de creación simultánea? Imagínese qué maravilloso sería tener la posibilidad de observar nuestro Universo hace catorce mil millones de años, cuando era un recién nacido. Los científicos tienen teorías, pero sería muy útil que se pudiese mirar realmente hacia atrás en el tiempo y observar el pasado con certeza. Si tuviésemos una máquina del tiempo podríamos regresar allí y ser testigos de cómo fue que emergieron las características infantiles del Universo después de la Gran Explosión (Big Bang, en inglés).

Ellis y su equipo hicieron lo que muchos de nosotros hacemos cuando tenemos dificultad para ver algo: usar una lente de aumento. Apuntaron el Telescopio Espacial Hubble y, más adelante, el telescopio Keck de Hawaii, hacia una "lente gravitacional", un gigantesco amplificador cósmico formado por un grupo de galaxias situadas a dos o tres mil millones de años luz de distancia.

Mirando a través de ese extraño lente, pudieron observar una tenue nube de estrellas situada a trece mil cuatrocientos millones de años luz de la Tierra. La nube contenía alrededor de un millón de estrellas, mucho menos que lo que contienen las galaxias típicas en el Universo de hoy en día, que están formadas por cientos de miles de millones de estrellas. Ellis y sus colegas creen que la nube es uno de los "bloques de construcción" de las galaxias de gran tamaño que componen ahora nuestro Universo.

Si el Universo tiene catorce mil millones de años de edad, como surge de algunos modelos, entonces esa nube de estrellas tuvo existencia menos de mil millones de años después de la Gran Explosión, justo el momento en que —piensan los científicos— se formaron las primeras estrellas. De hecho, las estrellas en la nube parecen ser muy jóvenes. La evidencia espectral sugiere que su edad es de aproximadamente dos a cinco millones de años, aunque Ellis advierte que esta evidencia todavía está en discusión entre los investigadores. El Sol, en comparación, tiene una edad de alrededor de cuatro mil ochocientos millones de años. "Estamos observando este cúmulo en el momento que se está encendiendo", dice Ellis. Las estrellas de la nube se encuentran entre las que, seguramente, iluminaron los cielos por primera vez.

"Sin la ayuda del lente gravitacional, que amplifica el brillo de esa nube de estrellas primitivas unas treinta veces, ni el telescopio Keck de 10 metros, ni el Telescopio Espacial Hubble detectarían estas distantes y jóvenes estrellas", hace notar Ellis.

Tales lentes de aumento son uno de los extraños resultantes de la Teoría General de la Relatividad: Einstein demostró que una gran masa crea una curvatura local en la geometría del espacio-tiempo capaz de doblar el camino que sigue la luz, naturalmente recto. Por esta razón, la fuerte curvatura causada por el masivo grupo de galaxias conocido por los científicos como "Abell 2218" dobló y enfocó los rayos de luz provenientes de esa nube de estrellas ubicada detrás y muy lejos, exactamente como lo hace una lente de aumento.

"Observando ciertas regiones del cielo donde la luz proveniente del Universo extremadamente joven es ampliada por una lente gravitacional, obtenemos una gran ayuda de la naturaleza en la búsqueda de estas débiles señales", añade Ellis.

Hasta la fecha, se han identificado más de quinientos de estos lentes gravitacionales. Pero para que resulte útil en la búsqueda de las Primeras Luces, cada lente debe de ser estudiado con detenimiento por los científicos hasta determinar con precisión cómo se dobla la luz en él, de la misma manera en que conociendo la forma de un espejo en un Parque de Diversión podemos predecir cómo reflejará la luz y, en consecuencia, cómo nos veremos en él. Actualmente hay apenas unas diez lentes estudiadas en detalle de esta manera.

En este ejemplo de una lente gravitacional, la luz de una distante galaxia forma un halo alrededor del objeto masivo que sirve como lente. Imagen de la Agencia Espacial Europea (European Space Agency).

Entretanto, los astrónomos continuarán mirando a través de los lentes gravitacionales con la esperanza de echar un vistazo a lo que emergió después de la Gran Explosión. Vale la pena mirar. Después de todo, extrañas galaxias y desordenadas estrellas son solamente una muestra de lo que se puede hallar en el pasado.

ABELL 2218

LENTES GRAVITACIONALES

Si un punto brillante lejano, por ejemplo un quasar, es observado cuando una gran masa se interpone entre éste y el observador, la desviación de los rayos de luz generan un efecto lente. El resultado es que, justo como ocurre con una lente óptica, la luz se enfoca y el objeto se ve más brillante. También pueden aparecer imágenes multiples del mismo objeto.

Una galaxia masiva produce la curvatura del espacio a su alrededor, lo cual hace que la luz se desvíe. Si esta galaxia no se observa porque tiene poco brillo, o si lo que tenemos es un cuerpo masivo que no emite luz, el efecto de lente gravitacional nos permite la detección de materia oscura, revelada por las imágenes múltiples de la fuente de luz lejana.

El arco en Abell 370 fue el primero en ser descubierto, en 1985. Ambos lados presentan la misma distribución de energía y, por lo tanto, ambos pertenecen a la misma estructura. Se trataba de una galaxia joven, relativamente cercana. Todos estos resultados confirman que el arco en Abell 370 se debe a una lente gravitacional que altera la radiación de una galaxia cercana.

Está claro que la observación de estos arcos gigantes en distantes cúmulos de galaxias ha abierto nuevos campos de investigación del fenómeno de lentes gravitacionales. Podemos imaginar a los astrofísicos usando ricos cúmulos de galaxias como telescopios gravitacionales para investigar objetos más distantes.

LENTES GRAVITACIONALES

Es uno de los fenómenos más curiosos del universo observable. Está producido por el efecto lente gravitacional, predicho por la teoría de la relatividad general de Einstein. Su acción más simple es desviar la luz que pasa por las cercanías de un objeto masivo. La confirmación experimental de este resultado tuvo lugar durante un eclipse de Sol, al observar una estrella que en la realidad estaba oculta por el disco solar. Pero también produce efectos más complejos. Por ejemplo, la formación de imágenes virtuales.