Antilentes gravitacionales: el lado brillante del vacío

Según la teoría de la relatividad general de Einstein la masa curva el espaciotiempo, creando campos gravitacionales. Por lo tanto, el espaciotiempo alrededor de objetos muy masivos (como cúmulos galácticos o agujeros negros) está curvado y, como resultado, la luz de una fuente (como una galaxia) que está detrás del objeto masivo desde el punto de vista de un observador, en la Tierra por ejemplo, se “curva” al propagarse por este espaciotiempo curvo. El objeto masivo se comporta como una lente que puede magnificar y distorsionar la imagen del objeto que está detrás. Esta teoría se confirmó en 1919 durante un eclipse solar cuando Arthur Eddington observó que la luz de las estrellas que pasaban cerca del Sol estaba ligeramente “desviada”, con lo que las estrellas aparecían algo fuera de su posición.

Einstein también se dio cuenta de que era posible además que, en las condiciones adecuadas, podrían observarse múltiples imágenes de una sola fuente, lo que hoy se llama lente gravitacional. Sin embargo, como sólo consideró lentes gravitacionales de estrellas individuales, llegó a la conclusión de que el fenómeno sería inobservable hasta donde podía prever. Fue Fritz Zwicky quien, en 1937, consideró por primera vez el caso en el que fuese una galaxia la que podría actuar como fuente, algo que de acuerdo con sus cálculos sí podría ser observable. En 1979 se descubría la primera lente gravitacional.

Tenemos pues que la masa concentrada en un cúmulo de galaxias curva el espacio tiempo haciendo que las galaxias que están detrás en la línea de observación aparezcan más brillantes o distorsionadas. Pero, ¿qué pasa si en vez de una gran masa tenemos un gran vacío?¿Y si en un volumen importante de espaciotiempo no hay casi nada de masa, es decir una zona con una densidad mucho más baja que el entorno? Tendríamos una curvatura del espaciotiempo, digamos, “negativa”, hacia el otro “lado”. ¿Qué pasaría entonces con la luz de una galaxia que esté detrás del vacío en la línea de observación?

Pues ocurre que existe un efecto lente gravitacional similar al que hemos visto. En el universo observable existen “vacíos” sin apenas galaxias, que miden entre decenas y centenares de millones de años luz de extremo a extremo. Párate un momento y piensa en los números que acabas de leer. ¿Impresionado? Deberías, todos esos vacíos juntos suman más de la mitad del volumen del universo observable. Gráficamente lo tienes en esta imagen de la estructura a gran escala del universo:

La intuición nos dice que si una curvatura positiva tiene un efecto, en este caso el que la galaxia que está detrás aparezca más brillante, una curvatura negativa debería tener el efecto contrario, esto es, la luz de la galaxia debería aparecer más débil. Pues es posible que no sea así. Nuevos cálculos de un grupo de investigadores encabezado por Krysztof Bolejko, de la Universidad de Sydney (Australia), y publicados en Physical Review Letters dicen que los vacíos podrían hacer que los objetos de fondo aparezcan mucho más brillantes de lo que realmente son.

Los investigadores han llegado a sus conclusiones teniendo en consideración un efecto que se solía despreciar en estos cálculos: el efecto Doppler relativista. Este efecto es importante porque los vacíos se expanden más rápido que el conjunto del universo. Este desplazamiento al rojo adicional lleva a sobrestimar la distancia a los objetos que están cerca del lado lejano del vacío, por lo que aparecen más brillantes (no confundamos brillo con luminosidad) de lo que realmente son.

Si esto fuese así, muchas anomalías estadísticas detectadas en la topografía de galaxias y supernovas en las proximidades de grandes vacíos podrían quedar explicadas.  

Referencia:

Bolejko, K., Clarkson, C., Maartens, R., Bacon, D., Meures, N., & Beynon, E. (2013). Antilensing: The Bright Side of Voids Physical Review Letters, 110 (2) DOI: 10.1103/PhysRevLett.110.021302


Esta entrada es una participación de Experientia docet en la XXXVIII Edición del Carnaval de la Física, que acoge Eureka.