II WORKSHOP :NOVA FÍSICA NO ESPAÇO

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Eduardo Cypriano

 

RESULTADOS OBTIDOS ATRAVÉS DE LENTES GRAVITACIONAIS

 

Eduardo Cypriano

Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas

Universidade de São Paulo, Brasil

 

Introdução

Em 1979 Walsh, Carswell e Weymann descobrem o primeiro quasar duplo e provêem a primeira evidência da existência de lentes gravitacionais. Sete anos mais tarde Lynds e Petrosian reportam a presença de imagens em forma de arco em três aglomerados de galáxias distantes: A370, A2218 e CL2244-02. Logo após Soucail et al. (1988) obtêm um espectro do arco gigante em A370 com o qual medem o redshift z=0.724, aproximadamente o dobro do aglomerado, confirmando assim a hipótese de imagem gravitacional para esse objeto, segundo uma sugestão feita por Paczynski em 1987.

Essas descobertas promoveram as lentes gravitacionais como umas das principais ferramentas da cosmologia observacional para: i) determinação do conteúdo de massa de galáxias e aglomerados; ii) estudo de galáxias distantes usando lentes gravitacionais como “telescópios naturais”; iii) determinação de parâmetros cosmológicos como H0, WM, Wl e s8, entre outros.

Nessa palestra serão revisados os conceitos básicos da óptica gravitacional bem como resultados recentes obtidos com essa técnica. Para quem estiver interessado em textos mais completos recomenda-se a leitura de excelentes reviews existente na literatura como: Fort e Mellier (1994), Mellier (1999) e Hattori, Kneib e Makino (2000). Uma análise mais formal sobre lentes gravitacionais pode ser vista em Schneider, Ehlers e Falco (1992).

 

Conceitos Básicos de Lentes Gravitacionais

O teoria de lentes gravitacionais é baseada na suposição que o tamanho da lentes (defletor) é muito menor que a distância de propagação da lente. Isso é conhecido como aproximação de lente fina. Nesse caso as propriedades de deflexão da luz dependem apenas da distribuição de massa projetada dentro de uma certo raio: S(r).

A geometria de um sistema de lente gravitacional pode ser visto na figura 1. Usando argumentos simples deriva-se a equação da lente:

,

onde b e q são os ângulos de posição da fonte e do objeto, a o ângulo de deflexão e Dds e Ds as distâncias entre a fonte e o defletor e entre o observados e a fonte, respectivamente.

Resolvendo-se essa equação encontra-se, por exemplo, que a amplificação sofrida por uma fonte distante é igual a:

,

onde k é chamado de convergência e está relacionado com o aumenta do tamanho aparente da imagem e seu valor depende da razão entre a densidade de matéria dentro de um dado raio e uma densidade crítica (k = S(r)/Scrit). g é chamado de cizalhamento e é associado com a distorção sofrida pela imagem e depende do contraste da densidade dentro e fora do raio r.

Text Box:

Quando observador, fonte e lente estão aproximadamente alinhados, e a lente é suficientemente densa, se está no regime de lentes fortes (k³1), onde ocorrem fenômenos como a aparição de imagens múltiplas de uma mesma fonte e de imagens espetacularmente elongadas como os arcos gravitacionais.

Figura 1 – Geometria básica de um sistema de lentes gravitacionais. A luz emitida pela fonte em S é defletida de um  ângulo a pela lente gravitacional em D. Originalmente a posição da fonte seria dada por um ângulo b em relação ao centro da lente, contudo para um observador em O uma imagem é vista em I, formando um ângulo q com o eixo óptico.

Existem também o regime de lentes fracas (k<<1, |g|<<1) onde a distorção e a magnificação de objetos distantes é tão pequena que não pode ser detectada em objetos individuais. Nesse caso é necessário uma análise estatística da distorção (ou seja |g|), que é medido a partir da elipticidade e ângulo de posição das galáxias de fundo, desses objetos a fim de mensurar o efeito gravitacional. Na figura 2, extraída de Mellier (1999), ambos regimes estão ilustrados.

 

Resultados Obtidos em 2002

Na área de lentes fortes os maiores avanços se deram no estudo de imagens múltiplas de quasares. O caminho óptico entre o quasar e o observador é diferente para casa imagem, tanto por razões geométricas quanto pelo fato da lente gravitacional alterar o índice de refração do meio. Desse modo a imagem do quasar que nos alcança num dado momento foi produzido em momentos diferentes para cada uma das imagens múltiplas. A esse fenômeno se convencionou chamar time delay. Como quasares são objetos intrínsecamente variáveis é possível medir esse time delay e determinar de modo independente a constande de Hubble (H0). Divergências sistemáticas entre os valores de H0 obtidos por lentes com os obtidos por outros métodos estão sugerindo que o perfil de massa usualmente aceito para galáxias, fruto de simulações numéricas que adotam cosmologias baseadas no paradigma da matéria escura fria, não está correto.

Esses resultados não estão sedimentados mas indicam que existem diversos detalhes sobre a formação de galáxias que são mal conhecidos.

No que diz respeito ao avanço dos estudos de lentes fracas em 2002 duas áreas foram especialmente produtivas: as determinaçao da distribuição de massa e seu valor total em um grande número de aglomerados de galáxias e a determinaçao de parâmetros cosmológicos através do “cizalhamento cósmico”.


Não ocorreram em 2002 novidades importantes na técnica de lentes fracas aplicadas à aglomerados de galáxias mas houve um salto quantitativo, com um grande aumento do número de objetos analisados (Dahle et al. 2002 e Cypriano et al. 2003). Com um número que se aproxima a 50 aglomerados estudados através dessa técnica já é possível  comparar  seus resultados de lentes

 


Figura 2 - Simulação mostrando os dois regimes de lentes. O painel esquerdo mostra o efeito de um aglomerado massivo sobre as galáxias de fundo. No canto inferior esquerdo podem ver-se os arcos gravitacionais no regime de lentes fortes. O zoom do canto superior direito mostra o regime de lentes fracas, onde a orientação e elipticidade média das galáxias é aproximadamente tangencial à direção do centro do aglomerado (Figura extraída de Mellier 2000).

 

com os obtidos atrevés de outras técnicas, como raios X e teorema do Virial, e entender melhor o estado dinâmicos dos aglomerados, uma vez que lentes não dependem do estado de equilíbrio do aglomerado mas as técnicas clássicas sim.

Com respeito às campanhas observacionais iniciadas em 2000 para a determinação da deformação causada nas imagens de galáxias distantes pelas estrutura intervinientes, o cizalhamento cosmológico, o progresso reportado em 2002 foi qualitativo. O acúmulo de dados durante esses 2 anos permitiu que efeitos sistemáticos fossem melhor compreendidos, um aumento na acurácia das medidas e que degenerecências na determinação de parâmetros, como WM, e s8 fossem relaxadas (ver Bacon et al. 2002, Hoekstra et al. 2002 e van Waerbeke et al. 2001).

 

Referências

-        Bacon, D., Massey, R., Refrigier, A., Ellis, R. 2002, MNRAS, submetido astro-ph/0203134

-        Cypriano, E., Sodré, L., Kneib, J.-P. e Campusano, L. 2003, em preparação

-        Dahle, H., Kaiser, N., Irgens, R. J., Lilje, P. B. e Maddox, S. J. 2002, ApJS, 139, 313

-        Fort, B. e Mellier, Y. 1994, A&ARv, 5, 239

-        Hattori, M., Kneib, J.-P. e Makino, N. 1999, Prog. of Theor. Phys. Suppl., 133, 1

-        Hoekstra, H., Yee, H., Gladders, M. D., Barrientos, F., Hall, P. e Infante, L. 2002, ApJ, 572, 55

-        Schneider, P., Elhers, J. e Falco, E. E. 1992, Gravitational lenses, Ed. Springer-Verlag

-        Lynds, R., Petrosian, V., Bull. Am. Astron. Soc. 1986, 18, 1014

-        Mellier, Y. 1999, ARA&A, 37, 127

-        Paczynski, B 1987, Nature, 325, 572

-        Soucail, G., Mellier, y., Fort, B. e Calioux, M. 1988, A&AL, 191, L19

-        van Waerbeke, L., Mellier, Y., Pelló, R., Pen, U-.L., McCracken, H. e Jain, A. 2002, A&A, no prelo, astro-ph/0202503

-        Walsh, D., Carswell, R. F. e Weymann, R. J. 1979, Nature, 279, 381