Lente gravitazionale: differenze tra le versioni

{{C|Linguaggio non scientifico|astronomia|novembre 2013}}

{{organizzare|Illustrate diverse prospettive teoriche derivate dalla saggistica ma in modo disorganizzato. Ipertesto in alcune sezioni, peraltro non wikificate}}

[[File:Black hole lensing web.gif|thumb|Simulazione di Lente Gravitazionale, il passaggio di una galassia dietro a un buco nero in primo piano]]

In [[fisica]] si definisce '''lente gravitazionale''' il fenomeno caratterizzato dalla deflessione della [[radiazione elettromagnetica]] (sia lunghezze e frequenze di onde luminose percepibili dal nudo occhio umano sia quelle non visibili ad esso) emessa da qualche sorgente a causa della presenza di una [[massa (fisica)|massa]], sufficientemente grande, posta tra detta sorgente e un osservatore (qualunque apparato in grado di captare la radiazione emessa), tale deviazione della radiazione è proporzionata al [[Baricentro (geometria)|baricentro]] fisico della quantità di massa interposta. Nella generalità dei casi trattasi di fenomeno manifesto nello spazio cosmico.

 

 

In ambito astronomico, relativamente agli apparati riceventi, si produce una deformazione apparente del corpo (oggetto d'osservazione) emittente e/o uno sdoppiamento o moltiplicazione della sua immagine e/o l'intensificazione apparente della sua luce (anche [[magnitudine apparente]]). Inoltre la curvatura o deviazione dei raggi fa sembrare, per effetto prospettico, la loro sorgente spostata rispetto alla sua posizione reale (vedi figura in alto a destra). Per gli stessi motivi tali immagini frequentemente mostrano (in modo più o meno accentuato) tendenza a schiacciamento e estensione come lungo il segmento d'una curva e ciò fa comprendere il loro assoggettamento a quest'effetto anche qualora il baricentro massivo che ne è causa non risulti astronomicamente distinguibile.

 

Le lenti gravitazionali sono evidenti su scala galattica ed extragalattica, possono divenirne causa (distintamente osservabile) singoli o più oggetti sufficientemente grandi e massivi interni, dal nostro punto di vista, alla galassia (ad es. stella o [[buco nero]]) oppure esterni come [[quasar]], qualche [[galassia]] singola o un loro raggruppamento, quali un ammasso o un super [[ammasso di galassie]]. In un caso e nell'altro ha effetti rilevabili anche la massa della [[materia oscura]] presente all'interno o intorno a suddette strutture cosmiche<ref>{{Cita libro|titolo=William J.Kaufmann. "Le Nuove Frontiere Dell'Astronomia"

 

I rispettivi oggetti che generano tale fenomenica vengono classificati usando le espressioni [[Lingua anglosassone|anglosassoni]] diffuse nella letteratura astronomica, entro la scala galattica si definiscono ''microlensing'' o [[microlenti gravitazionali]].

Tale effetto fu previsto [[teoria|teoricamente]] in base alle implicazioni relativistiche generali, come una logica conseguenza della teoria einsteiniana, ma la maggior parte delle sue varie manifestazioni ipotizzate cominciarono a venir convalidate a partire dalla metà degli [[anni 1980|anni ottanta]], quando si dispose di strumentazione astronomica più potente e adeguata.

 

 

 

 

== Il microlensing ==

{{vedi anche|Microlenti gravitazionali}}

Le microlenti gravitazionali sono un fenomeno astronomico che si origina da sorgenti di lenti gravitazionali che hanno masse di piccole dimensioni, come ad esempio i pianeti gassosi. Le microlenti gravitazionali producono solo una variazione della luminosità apparente di un corpo celeste nello sfondo, ma permettono di rilevare la presenza di corpi celesti anche di piccole dimensioni che non emettono luce o altra radiazione elettromagnetica.

 

== Anello di Einstein ==

{{vedi anche|anello di Einstein}}

 

Un certo numero di sorgenti risultano comprendere colonne, in genere flussi costanti di [[Fisica del plasma|plasma]] ad alta temperatura che possono restar condensati in spesse estensioni di tipo primariamente [[gassoso]] o (in minor frequenza) venir disegnate da polveri e particelle macromolecolari solide, fuoriuscenti da fonti cosmiche (in corpi singoli o raggruppati) dai quali si prolungano in spire e/o code anche molto lungi, pur senza separarsi da essi; tali concentrati getti arrivano a misurare centinaia di migliaia d'anni luce e nel vivo dell'attività espulsiva possono anche divenire potenti emettitori di [[raggi x]].

 

== Origine teorica e osservativa ==

Nel 1913 [[Albert Einstein]], nel contenuto di una breve pagina indirizzata a [[George Hale]], ipotizza la possibilità di provare l'incurvamento della radiazione elettromagnetica all'attraversare i campi gravitazionali esaminando la luce proveniente dalle stelle fisse apparentemente site in prossimità del Sole. Ma in tale scritto la quantità calcolata per l'angolazione dei raggi luminosi risulta di soli 0,84" (secondi d'arco); successivamente questa misura proposta venne rettificata, dal medesimo autore, con una quantità equivalente a poco più del suo doppio: ossia in 1,75"<ref>L'espressione finale di Einstein fu <big>Δφ= 4GMR/c²Rr</big>: R indica il raggio geometrico della sfera solare ed r la minima distanza della traiettoria dell'emissione stellare di cui valutare lo scostamento dal centro solare, così risultò il piccolo angolo di deviazione '''ΔΦ''' che fu accertato (riferimento a "Einstein"-Le Scienze vol.nº6 anno2000).</ref>, cifra convalidata dalla rilevazione astronomica realizzata dopo circa sei anni dall'invio della lettera sopra ricordata. In essa (tracciato da Einstein) si nota lo stilizzato bozzetto ove la linea d'una radiazione, iniziata nel punto sinistro dello schema, si piega vicino al bordo d'una circonferenza, il disco solare, e continua così appena declinata verso il punto opposto. Probabilmente è il primo diagramma esposto a terzi che illustri il fenomeno qui trattato.<ref>Silvio Bergia. ''Einstein Albert: quanti e relatività, una svolta nella fisica teorica''. Monografia nº 6 - supplemento a Le Scienze nº 364, dicembre 1998.</ref>

 

Nel 1919, durante un'[[eclissi di Sole]], l'equipe guidata da [[Arthur Eddington]] osservò che la luce delle stelle nei pressi del disco solare era leggermente deviata, dato che le stelle apparivano in posizioni spostate rispetto al caso in cui erano osservate usualmente.

 

 

== Ulteriori conferme ==

Le previsioni relativistiche furono sottoposte alla prova sperimentale quando l'innovazione tecnologica, negli anni trenta, permise l'impiego di antenne telescopiche capaci di captare le onde-radio degli emittenti celesti che ciclicamente si eclissano dietro il Sole<ref>Le onde delle radiosorgenti sono distintamente riconoscibili e si confondono molto meno con la luce del sole della semplice luce stellare visibile</ref>.

Dal 1937, per merito di [[Grote Reber]], furono disponibili i prototipi dei [[radiotelescopio|radiotelescopi]]. Furono da allora effettuati esperimenti specifici che comprendevano anche lo studio di onde emesse appositamente da sonde (quali le ''Viking'') e quelle riflesse dai pianeti passanti vicino al bordo solare, come la ricerca proposta da I.Shapiro nel 1964 (misurante anche i ritardi del ricevimento dei segnali dovuti alle loro curve nel campo gravitazionale) nei cui diagrammi riepilogativi, come quello relativo all'eco radar di Venere<ref>riferimento a "L'eredità einsteniana" nel volume nº6 "Einstein" -Le Scienze- (anno 2000)</ref>(nel diagramma cartesiano l'ordinata indica il ritardo in microsecondi e l'ascissa il tempo in giorni) appare un esaustivo accordo con i conti predittivi relativistici<ref>Un'esposizione della serie di tali esperimenti è complessivamente leggibile nel libro di Martin Kornelius in "Einstein Light" edito da "Deutscher Taschenbuch Verlag GmbH & CO.KG,Munchen in Germania e in Italia da "MacroEdizioni" nel 2005 (e aggiornato nel 2007).</ref>.

 

== Usi specifici delle lenti gravitazionali ==

[[File:Einstein cross.jpg|left|thumb|upright=0.7|La [[croce di Einstein]].]] Si sfrutta questo fenomeno per studiare le zone più remote dell'[[universo]] o per individuare corpi astronomici meno evidenti ([[ottica gravitazionale|ottica gravitazionale)]] come le proprietà di stelle e quasar più lontane o altri oggetti più piccoli o occultati da materia cosmica gassosa.

 

 

Tal metodo fu in buona parte applicato per migliorare e affinare il fattore calcolato per la [[costante]] di [[Edwin Hubble|Hubble]] e quindi il ritmo d'espansione globale dell'universo; nonché per comprendere la distribuzione complessiva della densità d'energia (radiante, [[cinetica]], massa dei corpi solidi) nelle regioni cosmiche prossime al nostro [[orizzonte degli eventi]].

 

 

== Note ==

 

== Bibliografia ==

 

== Voci correlate ==

* [[Experimentum crucis]].

 

 

== Collegamenti esterni ==

* {{cita web|http://www.cfa.harvard.edu/castles/|Immagini di lenti gravitazionali, riprese dal Telescopio Spaziale Hubble|lingua=en}}

* {{Thesaurus BNCF}}

{{Controllo di autorità}}

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