Lentes débiles: Explorando el Universo al Máximo

La masa dobla la luz. A medida que la luz de galaxias y estrellas distantes viajan hacia nosotros, la masa en su camino actua como un lente, doblando la luz, de modo que lo que vemos es una imagen distorsionada del objeto. Los lentes fuertes crean arcos o imágenes múltiples, aunque es muy raro que ocurra. Los lentes débiles revelan la masa por medio de un alineamiento sistemático del las fuentes alrededor de la masa del lente. El estudio de lentes débiles con el LSST proporcionará un mapa detallado de la mitad del cielo; un mapa que detallará la estructura del Universo para científicos y para el público, un mapa que revelará no solo lo que podemos observar sino que también la materia oscura que subyace a la estructura y evolución del Universo. Bhuvnesh Jain, co-presidente del Grupo de Colaboración de Lentes Débiles señala que, “los lentes débiles del LSST generarán un mapa maravilloso del Universo asícomo descripciones estadísticas de lujo de sus misterios mas profundos.

Breve reseña de Lentes

Las estructuras masivas que están entre las galaxias mas distantes y la Tierra forman lentes gravitacionales, los cuales tuercen la luz de galaxias antiguas a medida que esta viaja hacia el observador. Tres tipos de lentes nos dan información sobre fuentes distantes: los fuertes, débiles y los micro. El tipo de lente depende de la distancia a la fuente de luz y la masa del lente.

Los lentes fuertes ocurren cuando los lentes masivos producen imágenes múltiples de arcos (ver Lentes Gravitacionales Fuertes LSST E-News Julio 2011, Volumen 4, Número 2).Los lentes fuertes ocurren solamente a lo largo de las líneas mas densas de visión en el Universo, y nos pueden entregar mucha información acerca de aquellos sistemas en particular.

Para estudiar líneas típicas las cuales estén lévelente distorsionadas, necesitamos promediar una gran cantidad de fuentes cerca de aquella línea de visión y calcular estadísticamente la distorsión. Esto corresponde a un lente débil (Figur 2), el cual puede servir para estudiar el Universo en general ya que todas las líneas de visión están al menos afectadas por sobredensidades y bajas densidades cerca de la línea de visión. Los lentes débiles también pueden complementar los lentes fuertes, por medio del cálculo de distribución de masa alrededor de altos niveles de lentes. Las mediciones de lentes a diferentes escalas, desde halos de galaxias a estructuras de gran escala, le dan la oportunidad a los astrónomos de construir modelos de materia oscura, energía oscura y modelos de cosmología que revelan detalles de estos aspectos tan fundamentales del Universo.

“Ya que los lentes exploran de la evolución y estructura en el Universo en distintas formas, poseen un potencial estadístico sin precedente en el estudio de la energía oscura, lo cual hace que el universo se expanda a mas velocidad, desacelerando de esta manera el crecimiento de la estructura. El LSST ofrece un sin numero de oportunidades a los científicos de comprender los primeros tiempos y evolución del Universo en el que vivimos”, señala Jain.

Lentes galaxia a galaxia

Los lentes débiles alrededor de galaxias, conocidos como lentes de galaxia a galaxia, proporcionan una sondeo directo a la materia oscura que existe alrededor de las galaxias. Aunque las galaxias individuales tienen una pequeña distorsion llamada “cizallamiento”, los astrónomos pueden calcular todas las galaxias en primer plano en una submuestra determinada para obtener un ratio. Si conocen el corrimiento al rojo, pueden correlacionar la señal de cizallamiento a la densidad de masa proyectada como una función de la distancia propia desde la galaxia y observar la distribución de materia oscura promedio alrededor de cualquier galaxia.

Galaxy-galaxy lensing is useful to explore many other properties of galaxies and relate them to the underlying host dark matter halo. For example, after estimating the mass of stars in galaxies, scientists can use the lensing properties to estimate the total mass and thus provide important information about the connection between the visible stellar component and the dark matter halo. This relationship constrains theories about galaxy formation and evolution.

Weak lensing can reveal dark matter halo ellipticity, which is predicted by the current standard model of cosmology (and can invalidate some alternate theories of gravity). The depth of LSST observations will allow exploration of the ellipticity of dark matter halos as a function of galaxy type and redshift to unprecedented precision.

Galaxy Cluster Lensing

Galaxy clusters are the largest structures in dynamic equilibrium in the Universe. Scientists use them as cosmological probes and as astrophysical laboratories. Because they represent the greatest overdensities (areas greater than normal density), scientists can use them to probe the growth of structure. Weak lensing can measure total cluster mass without regard to gas content, star formation history or dynamical state.

LSST will generate the largest and most uniform sample to date of galaxy clusters with gravitational lensing measurements. The cluster weak lensing measurements of shapes, magnitudes, and colors for about 40 galaxies/arcmin² behind the clusters can be combined to constrain mass profiles of clusters and mass distribution in clusters.

Scientists will study the variation in the shear signal from clusters as a function of redshift to measure the angular diameter distance to clusters. Because the exact shape of the shear versus redshift profile is a function of cosmological parameters, it can be used to study the geometry of the Universe.

Galaxy clusters are sensitive to dark energy and so the LSST sample of weak lensing clusters will be superb for studying dark energy. Because clusters mark the locations of the highest density fluctuations in the early Universe, studies of clusters are complementary to studies of average parts of the Universe (see Large-scale Structure Lensing, below). The combination of cluster and large-scale structure information will allow LSST to constrain cosmological models even more tightly. Furthermore, the number and mass of clusters in the LSST survey will constrain the non-Gaussianity of the primordial fluctuations (that is, the difference from the expected normal distribution), thus probing the physics of inflation. Jain points out, “The depth of LSST will enable vast numbers of clusters to be detected at higher redshift (earlier cosmic epochs) than any other dataset. Clusters are the largest collapsed objects and are sensitive to some of the more intriguing properties of the early Universe, such as whether the fluctuations were Gaussian as expected in simple models of inflation.”

Large-scale Structure Lensing

Lensing by large-scale structure is termed “cosmic shear.” This causes subtle distortions everywhere on the sky, producing images more akin to shower glass than to a magnifying glass. Scientists quantify this by measuring the correlation between galaxy shapes: nearby neighbors (as seen in projection) tend to have similar shapes because of the lensing distortion, but more distant neighbors tend to be less similar. LSST will measure the correlations at different redshifts and across redshifts. The correlations are sensitive to the growth of structure and the expansion history of the Universe and so this work will be a powerful cosmological probe. Combined with baryon acoustic oscillations and type Ia supernovae, which explore expansion history, large scale structure lensing will provide rigorous tests of dark energy and modified gravity models.

Article written by Anna H. Spitz and David Wittman