Lentes gravitacionales débiles - Weak gravitational lensing

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Lente gravitacional
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Sistemas de lentes fuertes Abell 1689  · Abell 2218 CL0024 + 17  · Bullet Cluster QSO2237 + 0305  · SDSSJ0946 + 1006 B1359 + 154  · QSO 0957 + 561
Encuestas Fuerte: CLASE  · SLACS ( SDSS ) Micro: OGLE  · Gaia Débil: DLS  · Pan-STARRS  · CFHTLS  · DES  · LSST  · SNAP  · DESTINY
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Si bien la presencia de cualquier masa dobla la trayectoria de la luz que pasa cerca de ella, este efecto rara vez produce arcos gigantes y múltiples imágenes asociadas con lentes gravitacionales fuertes . La mayoría de las líneas de visión del universo están completamente en el régimen de lente débil, en el que la desviación es imposible de detectar en una sola fuente de fondo. Sin embargo, incluso en estos casos, la presencia de la masa de primer plano puede detectarse mediante una alineación sistemática de las fuentes de fondo alrededor de la masa de lente. La lente gravitacional débil es, por tanto, una medida intrínsecamente estadística, pero proporciona una forma de medir las masas de los objetos astronómicos sin requerir suposiciones sobre su composición o estado dinámico.

Metodología

Distorsiones del tipo que producen las lentes, que actúan sobre círculos y una distribución de elipses similar a la de las galaxias reales. La distorsión que se muestra aquí es muy exagerada en relación con los sistemas astronómicos reales.

La lente gravitacional actúa como una transformación de coordenadas que distorsiona las imágenes de los objetos de fondo (generalmente galaxias) cerca de una masa en primer plano. La transformación se puede dividir en dos términos, convergencia y corte . El término de convergencia magnifica los objetos de fondo aumentando su tamaño, y el término de corte los estira tangencialmente alrededor de la masa de primer plano.

Para medir esta alineación tangencial, es necesario medir las elipticidades de las galaxias de fondo y construir una estimación estadística de su alineación sistemática. El problema fundamental es que las galaxias no son intrínsecamente circulares, por lo que su elipticidad medida es una combinación de su elipticidad intrínseca y la cizalladura de la lente gravitacional. Normalmente, la elipticidad intrínseca es mucho mayor que la cizalladura (por un factor de 3-300, dependiendo de la masa de primer plano). Las medidas de muchas galaxias de fondo deben combinarse para promediar este "ruido de forma". La orientación de las elipticidades intrínsecas de las galaxias debería ser casi completamente aleatoria, por lo que cualquier alineación sistemática entre múltiples galaxias generalmente se puede suponer que es causada por lentes.

Otro desafío importante para las lentes débiles es la corrección de la función de dispersión de puntos (PSF) debido a los efectos instrumentales y atmosféricos, lo que hace que las imágenes observadas se difuminen en relación con el "cielo verdadero". Esta mancha tiende a hacer que los objetos pequeños sean más redondos, destruyendo parte de la información sobre su verdadera elipticidad. Como complicación adicional, el PSF generalmente agrega un pequeño nivel de elipticidad a los objetos en la imagen, que no es en absoluto aleatorio y, de hecho, puede imitar una verdadera señal de lente. Incluso para los telescopios más modernos, este efecto suele ser al menos del mismo orden de magnitud que la cizalladura de la lente gravitacional y, a menudo, es mucho mayor. Corregir el PSF requiere construir para el telescopio un modelo de cómo varía en el campo. Las estrellas de nuestra propia galaxia proporcionan una medida directa de la PSF, y estas pueden usarse para construir dicho modelo, generalmente interpolando entre los puntos donde aparecen las estrellas en la imagen. Este modelo se puede utilizar para reconstruir las elipticidades "verdaderas" a partir de las manchadas. Los datos terrestres y espaciales suelen someterse a distintos procedimientos de reducción debido a las diferencias en los instrumentos y las condiciones de observación.

Las distancias de diámetro angular a las lentes y las fuentes de fondo son importantes para convertir los observables de las lentes en cantidades físicamente significativas. Estas distancias se estiman a menudo utilizando corrimientos al rojo fotométricos cuando no se dispone de corrimientos al rojo espectroscópicos . La información de corrimiento al rojo también es importante para separar la población fuente de fondo de otras galaxias en primer plano, o aquellas asociadas con la masa responsable de la lente. Sin información de desplazamiento al rojo, las poblaciones de primer plano y de fondo se pueden dividir por una magnitud aparente o un corte de color , pero esto es mucho menos preciso.

Lentes débiles por cúmulos de galaxias

Los efectos de la masa del cúmulo de galaxias en primer plano sobre las formas de las galaxias de fondo. El panel superior izquierdo muestra (proyectadas en el plano del cielo) las formas de los miembros del cúmulo (en amarillo) y las galaxias de fondo (en blanco), ignorando los efectos de las lentes débiles. El panel inferior derecho muestra este mismo escenario, pero incluye los efectos de la lente. El panel del medio muestra una representación tridimensional de las posiciones de los cúmulos y las galaxias fuente, en relación con el observador. Tenga en cuenta que las galaxias de fondo aparecen estiradas tangencialmente alrededor del cúmulo.

Los cúmulos de galaxias son las estructuras unidas gravitacionalmente más grandes del Universo con aproximadamente el 80% del contenido de los cúmulos en forma de materia oscura . Los campos gravitacionales de estos cúmulos desvían los rayos de luz que viajan cerca de ellos. Como se ve desde la Tierra , este efecto puede causar distorsiones dramáticas de un objeto de fuente de fondo detectable a simple vista, como múltiples imágenes, arcos y anillos (lentes de alta concentración en racimo). De manera más general, el efecto causa distorsiones pequeñas, pero estadísticamente coherentes, de las fuentes de fondo del orden del 10% (lente de clúster débil). Abell 1689 , CL0024 + 17 y Bullet Cluster se encuentran entre los ejemplos más destacados de grupos de lentes.

Historia

Roger Lynds, de los Observatorios Nacionales de Astronomía Óptica, y Vahe Petrosian, de la Universidad de Stanford, detectaron por primera vez los efectos de la lente fuerte de los cúmulos, quienes descubrieron arcos luminosos gigantes en un estudio de cúmulos de galaxias a finales de la década de 1970. Lynds y Petrosian publicaron sus hallazgos en 1986 sin conocer el origen de los arcos. En 1987, Genevieve Soucail del Observatorio de Toulouse y sus colaboradores presentaron datos de una estructura en forma de anillo azul en Abell 370 y propusieron una interpretación de lentes gravitacionales. El primer análisis de lentes débiles de grupos fue realizado en 1990 por J. Anthony Tyson de Bell Laboratories y colaboradores. Tyson y col. detectó una alineación coherente de las elipticidades de las galaxias azules débiles detrás de Abell 1689 y CL 1409 + 524 . La lente se ha utilizado como herramienta para investigar una pequeña fracción de los miles de cúmulos de galaxias conocidos .

Históricamente, los análisis de lentes se realizaron en cúmulos de galaxias detectados a través de su contenido de bariones (por ejemplo, de estudios ópticos o de rayos X ). La muestra de cúmulos de galaxias estudiada con lentes estuvo sujeta a varios efectos de selección; por ejemplo, solo se investigaron los grupos más luminosos . En 2006, David Wittman de la Universidad de California en Davis y sus colaboradores publicaron la primera muestra de cúmulos de galaxias detectados a través de sus señales de lentes, completamente independiente de su contenido de bariones. Los clústeres descubiertos a través de lentes están sujetos a efectos de selección masiva porque los clústeres más masivos producen señales de lentes con mayor relación señal-ruido .

Productos de observación

La densidad de masa proyectada se puede recuperar a partir de la medición de las elipticidades de las galaxias de fondo con lentes mediante técnicas que se pueden clasificar en dos tipos: reconstrucción directa e inversión . Sin embargo, una distribución de masa reconstruida sin conocimiento del aumento sufre de una limitación conocida como degeneración de la hoja de masa , donde la densidad de masa de la superficie del grupo κ se puede determinar solo hasta una transformación donde λ es una constante arbitraria. Esta degeneración puede romperse si se dispone de una medición independiente del aumento porque el aumento no es invariante bajo la transformación de degeneración antes mencionada. ${\ Displaystyle \ kappa \ rightarrow \ kappa ^ {\ prime} = \ lambda \ kappa + (1- \ lambda)}$

Dado un centroide para el grupo, que se puede determinar mediante el uso de una distribución de masa reconstruida o datos ópticos o de rayos X, se puede ajustar un modelo al perfil de corte en función del radio clustrocéntrico. Por ejemplo, el perfil de esfera isotérmica singular (SIS) y el perfil de Navarro-Frenk-White (NFW) son dos modelos paramétricos de uso común . El conocimiento del desplazamiento al rojo del cúmulo de lentes y la distribución del desplazamiento al rojo de las galaxias de fondo también es necesario para estimar la masa y el tamaño a partir de un ajuste de modelo; estos desplazamientos al rojo pueden medirse con precisión mediante espectroscopia o estimarse mediante fotometría . Las estimaciones de masa individuales a partir de lentes débiles solo se pueden derivar para los grupos más masivos, y la precisión de estas estimaciones de masa está limitada por proyecciones a lo largo de la línea de visión.

Implicaciones científicas

Imagen del cúmulo de balas del telescopio espacial Hubble con contornos de masa total (dominados por materia oscura) de un análisis de lentes superpuestos.

Las estimaciones de masa de cúmulos determinadas por lente son valiosas porque el método no requiere suposiciones sobre el estado dinámico o la historia de formación de estrellas del cúmulo en cuestión. Los mapas de masas con lentes también pueden revelar potencialmente "cúmulos oscuros", cúmulos que contienen concentraciones sobredensas de materia oscura pero cantidades relativamente insignificantes de materia bariónica. La comparación de la distribución de la materia oscura mapeada usando lentes con la distribución de los bariones usando datos ópticos y de rayos X revela la interacción de la materia oscura con los componentes estelares y gaseosos . Un ejemplo notable de un análisis conjunto de este tipo es el denominado Bullet Cluster . Los datos del Bullet Cluster proporcionan restricciones sobre los modelos que relacionan las distribuciones de la luz, el gas y la materia oscura, como la dinámica newtoniana modificada (MOND) y la Λ-Materia oscura fría (Λ-CDM) .

En principio, dado que la densidad numérica de los conglomerados en función de la masa y el desplazamiento al rojo es sensible a la cosmología subyacente , los recuentos de conglomerados derivados de grandes estudios de lentes débiles deberían poder limitar los parámetros cosmológicos. En la práctica, sin embargo, las proyecciones a lo largo de la línea de visión provocan muchos falsos positivos . La lente débil también se puede utilizar para calibrar la relación de masa observable a través de una señal de lente débil apilada alrededor de un conjunto de grupos, aunque se espera que esta relación tenga una dispersión intrínseca . Para que los cúmulos de lentes sean una sonda de precisión de la cosmología en el futuro, los efectos de proyección y la dispersión en la relación masa-observable de lentes deben caracterizarse y modelarse a fondo.

Lente galaxia-galaxia

El lente de galaxia-galaxia es un tipo específico de lente gravitacional débil (y ocasionalmente fuerte) , en el que el objeto en primer plano responsable de distorsionar las formas de las galaxias de fondo es en sí mismo una galaxia de campo individual (a diferencia de un cúmulo de galaxias o la estructura a gran escala del cosmos ). De los tres regímenes de masa típicos en lentes débiles, la lente galaxia-galaxia produce una señal de "rango medio" (correlaciones de cizallamiento de ~ 1%) que es más débil que la señal debido a lentes de clúster, pero más fuerte que la señal debido a cizallamiento cósmico. .

Historia

JA Tyson y sus colaboradores postularon por primera vez el concepto de lentes galaxia-galaxia en 1984, aunque los resultados de observación de su estudio no fueron concluyentes. No fue hasta 1996 que se descubrió tentativamente evidencia de tal distorsión, y los primeros resultados estadísticamente significativos no se publicaron hasta el año 2000. Desde esos descubrimientos iniciales, la construcción de telescopios más grandes y de alta resolución y el advenimiento de estudios de galaxias de campo amplio dedicados han aumentó en gran medida la densidad numérica observada tanto de la fuente de fondo como de las galaxias con lente en primer plano, lo que permite una muestra estadística mucho más sólida de galaxias, lo que hace que la señal de la lente sea mucho más fácil de detectar. Hoy en día, medir la señal de cizalladura debida a la lente galaxia-galaxia es una técnica ampliamente utilizada en astronomía y cosmología observacional , que a menudo se usa en paralelo con otras mediciones para determinar las características físicas de las galaxias en primer plano.

Apilado

Al igual que en las lentes débiles a escala de cúmulos , la detección de una señal de cizalladura galaxia-galaxia requiere que uno mida las formas de las galaxias fuente de fondo y luego busque correlaciones estadísticas de formas (específicamente, las formas de las galaxias fuente deben alinearse tangencialmente, en relación con la lente centro.) En principio, esta señal podría medirse alrededor de cualquier lente de primer plano individual. En la práctica, sin embargo, debido a la masa relativamente baja de las lentes de campo y la aleatoriedad inherente en la forma intrínseca de las fuentes de fondo (el "ruido de forma"), la señal es imposible de medir galaxia por galaxia. Sin embargo, al combinar las señales de muchas mediciones de lentes individuales juntas (una técnica conocida como "apilamiento"), la relación señal-ruido mejorará, lo que permitirá determinar una señal estadísticamente significativa, promediada en todo el conjunto de lentes.

Aplicaciones científicas

La lente galaxia-galaxia (como todos los demás tipos de lentes gravitacionales) se usa para medir varias cantidades relacionadas con la masa :

Perfiles de densidad de masa

Utilizando técnicas similares a las de la lente a escala de cúmulos, la lente de galaxia-galaxia puede proporcionar información sobre la forma de los perfiles de densidad de masa, aunque estos perfiles corresponden a objetos del tamaño de una galaxia en lugar de cúmulos o grupos más grandes. Dada una densidad de número suficientemente alta de fuentes de fondo, un perfil típico de densidad de masa galaxia-galaxia puede cubrir un amplio rango de distancias (de ~ 1 a ~ 100 radios efectivos ). Dado que los efectos de la lente son insensibles al tipo de materia, se puede usar un perfil de densidad de masa galaxia-galaxia para sondear una amplia gama de entornos de materia: desde los núcleos centrales de las galaxias donde los bariones dominan la fracción de masa total, hasta los halos exteriores donde la materia oscura es más frecuente.

Relaciones masa-luz

Al comparar la masa medida con la luminosidad (promediada sobre toda la pila de galaxias) en un filtro específico , la lente galaxia-galaxia también puede proporcionar información sobre las proporciones de masa a luz de las galaxias de campo. Específicamente, la cantidad medida a través de lentes es la relación masa total (o virial ) a luz, nuevamente debido a la insensibilidad de las lentes al tipo de materia. Suponiendo que la materia luminosa puede rastrear la materia oscura, esta cantidad es de particular importancia, ya que medir la proporción de materia luminosa (bariónica) con respecto a la materia total puede proporcionar información sobre la proporción general de materia bariónica con respecto a la oscura en el universo.

Evolución masiva de galaxias

Dado que la velocidad de la luz es finita, un observador en la Tierra verá galaxias distantes no como se ven hoy, sino como aparecieron en algún momento anterior. Al restringir la muestra de lente de un estudio de lente de galaxia-galaxia a un solo corrimiento al rojo en particular, es posible comprender las propiedades de masa de las galaxias de campo que existían durante este tiempo anterior. Al comparar los resultados de varios de estos estudios de lentes con desplazamiento al rojo restringido (con cada estudio que abarca un corrimiento al rojo diferente), uno puede comenzar a observar cambios en las características de masa de las galaxias durante un período de varias épocas , lo que lleva a una mejor comprensión de la evolución de la masa. en las escalas cosmológicas más pequeñas.

Otras tendencias masivas

El desplazamiento al rojo de la lente no es la única cantidad de interés que se puede variar cuando se estudian las diferencias de masa entre las poblaciones de galaxias y, a menudo, se utilizan varios parámetros al segregar objetos en pilas de lentes galaxia-galaxia. Dos criterios ampliamente utilizados son el color y la morfología de las galaxias , que actúan como trazadores de (entre otras cosas) la población estelar, la edad de las galaxias y el entorno de masa local. Al separar las galaxias con lentes en función de estas propiedades y luego segregar aún más las muestras en función del desplazamiento al rojo, es posible utilizar lentes galaxias-galaxias para ver cómo evolucionan varios tipos diferentes de galaxias a través del tiempo.

Cizallamiento cósmico

La lente gravitacional por estructura a gran escala también produce un patrón observable de alineaciones en las galaxias de fondo, pero esta distorsión es solo ~ 0.1% -1%, mucho más sutil que la lente de cúmulo o galaxia-galaxia. La aproximación de lente delgada que se usa generalmente en la lente de cúmulos y galaxias no siempre funciona en este régimen, porque las estructuras pueden alargarse a lo largo de la línea de visión. En cambio, la distorsión se puede derivar asumiendo que el ángulo de deflexión es siempre pequeño (ver Formalismo de lentes gravitacionales ). Como en el caso de la lente delgada, el efecto se puede escribir como un mapeo desde la posición angular sin lente a la posición con lente . El jacobiano de la transformada se puede escribir como una integral sobre el potencial gravitacional a lo largo de la línea de visión. ${\ Displaystyle {\ vec {\ beta}}}$${\ Displaystyle {\ vec {\ theta}}}$${\ Displaystyle \ Phi}$

${\ displaystyle {\ frac {\ parcial \ beta _ {i}} {\ parcial \ theta _ {j}}} = \ delta _ {ij} + \ int _ {0} ^ {r _ {\ infty}} drg (r) {\ frac {\ parcial ^ {2} \ Phi ({\ vec {x}} (r))} {\ parcial x ^ {i} \ parcial x ^ {j}}}}$

donde es la distancia comanditaria , son las distancias transversales, y ${\ Displaystyle r}$${\ Displaystyle x ^ {i}}$

${\ Displaystyle g (r) = 2r \ int _ {r} ^ {r _ {\ infty}} \ left (1 - {\ frac {r ^ {\ prime}} {r}} \ right) W (r ^ {\principal })}$

es el núcleo de la lente , que define la eficiencia de la lente para una distribución de fuentes . ${\ Displaystyle W (r)}$

Como en la aproximación de lente delgada, el jacobiano se puede descomponer en términos de corte y convergencia .

Funciones de correlación de corte

Debido a que las estructuras cosmológicas a gran escala no tienen una ubicación bien definida, la detección de lentes gravitacionales cosmológicas generalmente implica el cálculo de funciones de correlación de cizalla , que miden el producto medio de la cizalla en dos puntos en función de la distancia entre esos puntos. Debido a que hay dos componentes de corte, se pueden definir tres funciones de correlación diferentes:

${\ Displaystyle \ xi _ {++} (\ Delta \ theta) = \ langle \ gamma _ {+} ({\ vec {\ theta}}) \ gamma _ {+} ({\ vec {\ theta}} + {\ vec {\ Delta \ theta}}) \ rangle}$

${\ Displaystyle \ xi _ {\ times \ times} (\ Delta \ theta) = \ langle \ gamma _ {\ times} ({\ vec {\ theta}}) \ gamma _ {\ times} ({\ vec { \ theta}} + {\ vec {\ Delta \ theta}}) \ rangle}$

${\ Displaystyle \ xi _ {\ times +} (\ Delta \ theta) = \ xi _ {+ \ times} (\ Delta \ theta) = \ langle \ gamma _ {+} ({\ vec {\ theta}} ) \ gamma _ {\ times} ({\ vec {\ theta}} + {\ vec {\ Delta \ theta}}) \ rangle}$

donde es el componente a lo largo o perpendicular a , y es el componente a 45 °. Estas funciones de correlación generalmente se calculan promediando muchos pares de galaxias. La última función de correlación`` no se ve afectada en absoluto por la lente, por lo que medir un valor para esta función que es inconsistente con cero a menudo se interpreta como un signo de error sistemático . ${\ Displaystyle \ gamma _ {+ ~}}$${\ Displaystyle {\ vec {\ Delta \ theta}}}$${\ Displaystyle \ gamma _ {\ times}}$${\ Displaystyle \ xi _ {\ times +}}$

Las funciones y pueden relacionarse con proyecciones (integrales con ciertas funciones de peso) de la función de correlación de densidad de materia oscura, que se puede predecir a partir de la teoría para un modelo cosmológico a través de su transformada de Fourier, el espectro de potencia de la materia . ${\ Displaystyle \ xi _ {++ ~}}$${\ Displaystyle \ xi _ {\ times \ times}}$

Debido a que tanto dependen de un solo campo de densidad escalar, y no son independientes, y que se pueden descomponer aún más en E-modo y B de modo de funciones de correlación. En analogía con los campos eléctricos y magnéticos, el campo del modo E no tiene rizos y el campo del modo B no tiene divergencias. Debido a que la lente gravitacional solo puede producir un campo en modo E, el modo B proporciona otra prueba más para detectar errores sistemáticos. ${\ Displaystyle \ xi _ {++ ~}}$${\ Displaystyle \ xi _ {\ times \ times}}$

La función de correlación del modo E también se conoce como variación de la masa de apertura.

${\ Displaystyle \ langle M_ {ap} ^ {2} \ rangle (\ theta) = \ int _ {0} ^ {2 \ theta} {\ frac {\ phi d \ phi} {\ theta ^ {2}} } \ left [\ xi _ {++} (\ phi) + \ xi _ {\ times \ times} (\ phi) \ right] T _ {+} \ left ({\ frac {\ phi} {\ theta} } \ right) = \ int _ {0} ^ {2 \ theta} {\ frac {\ phi d \ phi} {\ theta ^ {2}}} \ left [\ xi _ {++} (\ phi) - \ xi _ {\ times \ times} (\ phi) \ right] T _ {-} \ left ({\ frac {\ phi} {\ theta}} \ right)}$

${\ Displaystyle T _ {+} (x) = 576 \ int _ {0} ^ {\ infty} {\ frac {dt} {t ^ {3}}} J_ {0} (xt) [J_ {4} ( t)] ^ {2}}$

${\ Displaystyle T _ {-} (x) = 576 \ int _ {0} ^ {\ infty} {\ frac {dt} {t ^ {3}}} J_ {4} (xt) [J_ {4} ( t)] ^ {2}}$

donde y son las funciones de Bessel . ${\ Displaystyle J_ {0} ~}$${\ Displaystyle J_ {4} ~}$

Por tanto, una descomposición exacta requiere el conocimiento de las funciones de correlación de cizallamiento en la separación cero, pero una descomposición aproximada es bastante insensible a estos valores porque los filtros y son pequeños cerca . ${\ Displaystyle T _ {+} ~}$${\ Displaystyle T _ {-} ~}$${\ Displaystyle \ theta = 0 ~}$

Lente y cosmología débiles

La capacidad de las lentes débiles para restringir el espectro de potencia de la materia lo convierte en una sonda potencialmente poderosa de parámetros cosmológicos, especialmente cuando se combina con otras observaciones como el fondo cósmico de microondas , supernovas y estudios de galaxias . La detección de la señal de cizalladura cósmica extremadamente débil requiere promediar muchas galaxias de fondo, por lo que los estudios deben ser profundos y amplios, y debido a que estas galaxias de fondo son pequeñas, la calidad de la imagen debe ser muy buena. La medición de las correlaciones de cizallamiento a escalas pequeñas también requiere una alta densidad de objetos de fondo (nuevamente requiriendo datos profundos y de alta calidad), mientras que las mediciones a escalas grandes empujan hacia levantamientos más amplios.

Si bien ya en 1967 se discutió el uso de lentes débiles en estructuras a gran escala, debido a los desafíos mencionados anteriormente, no se detectó hasta más de 30 años después, cuando las cámaras CCD de gran tamaño permitieron realizar estudios del tamaño y la calidad necesarios. En 2000, cuatro grupos independientes publicaron las primeras detecciones de cizalladura cósmica, y las observaciones posteriores han comenzado a imponer restricciones a los parámetros cosmológicos (en particular, la densidad de materia oscura y la amplitud del espectro de potencia${\ Displaystyle \ Omega _ {m} ~}$${\ Displaystyle \ sigma _ {8} ~}$ ) que son competitivos con otras sondas cosmológicas.

Para los estudios actuales y futuros, uno de los objetivos es utilizar los desplazamientos al rojo de las galaxias de fondo (a menudo aproximados mediante desplazamientos al rojo fotométricos ) para dividir el estudio en varios intervalos de desplazamiento al rojo. Los contenedores de bajo corrimiento al rojo solo serán reflejados por estructuras muy cercanas a nosotros, mientras que los contenedores de alto corrimiento al rojo serán reflejados por estructuras en un amplio rango de corrimiento al rojo. Esta técnica, denominada " tomografía cósmica ", permite trazar la distribución 3D de la masa. Debido a que la tercera dimensión involucra no solo la distancia sino el tiempo cósmico, la lente tomográfica débil es sensible no solo al espectro de poder de la materia actual, sino también a su evolución a lo largo de la historia del universo y la historia de expansión del universo durante ese tiempo. Esta es una sonda cosmológica mucho más valiosa, y muchos experimentos propuestos para medir las propiedades de la energía oscura y la materia oscura se han centrado en lentes débiles, como el Dark Energy Survey , Pan-STARRS y Large Synoptic Survey Telescope .

Las lentes débiles también tienen un efecto importante sobre el fondo cósmico de microondas y la radiación de línea difusa de 21 cm . Aunque no hay fuentes distintas resueltas, las perturbaciones en la superficie de origen se cortan de manera similar a las lentes débiles de las galaxias, lo que resulta en cambios en el espectro de potencia y las estadísticas de la señal observada. Dado que el plano de la fuente para el CMB y los 21 cm difusos de alto corrimiento al rojo están en un corrimiento al rojo más alto que las galaxias resueltas, el efecto de lente sondea la cosmología a corrimientos al rojo más altos que el lente de galaxias.

Lentes débiles negativos

El acoplamiento mínimo de la relatividad general con campos escalares permite soluciones como agujeros de gusano atravesables estabilizados por materia exótica de densidad de energía negativa . Además, la dinámica newtoniana modificada , así como algunas teorías bimétricas de la gravedad, consideran la masa negativa invisible en cosmología como una interpretación alternativa a la materia oscura, que clásicamente tiene una masa positiva.

Como la presencia de materia exótica doblaría el espacio-tiempo y la luz de manera diferente a la masa positiva, un equipo japonés de la Universidad de Hirosaki propuso utilizar lentes gravitacionales débiles "negativos" relacionados con esa masa negativa.

En lugar de realizar un análisis estadístico sobre la distorsión de las galaxias basado en la suposición de un lente débil positivo que generalmente revela ubicaciones de "cúmulos oscuros" de masa positiva, estos investigadores proponen localizar "cúmulos de masa negativa" utilizando lentes débiles negativos, es decir, donde la deformación de galaxias se interpreta como debido a un efecto de lente divergente que produce distorsiones radiales (similar a una lente cóncava en lugar de las distorsiones azimutales clásicas de lentes convexas similares a la imagen producida por un ojo de pez ). Tales cúmulos de masa negativa estarían ubicados en otros lugares que los supuestos cúmulos oscuros, ya que residirían en el centro de los vacíos cósmicos observados ubicados entre los filamentos de galaxias dentro de la estructura lacunar a gran escala del universo . Dicha prueba basada en lentes débiles negativos podría ayudar a falsificar modelos cosmológicos que proponen materia exótica de masa negativa como una interpretación alternativa a la materia oscura.

Ver también

• Gran telescopio de estudio sinóptico

Referencias

enlaces externos

• Lente gravitacional débil en arxiv.org
• Observando mundos oscuros