La deflessione della luce

   Una delle classiche verifiche della Teoria della Relatività Generale di Einstein (1889-1955) (le altre due sono la precessione del perielio dell’orbita di Mercurio ed il redshift gravitazionale) è la misura della deflessione di un raggio luminoso in un campo gravitazionale. In particolare, nell’ambito del Sistema Solare, si può prendere in considerazione la luce di una stella, cosiddetta fissa, quando si trova presso il bordo del Sole. Lo stesso Einstein propose la verifica durante un’eclisse totale di Sole. Il calcolo di tale deflessione fu eseguito da Soldner nel 1804 considerando la luce costituita da corpuscoli ed usando la teoria della gravitazione di Newton.

   L’angolo di deflessione del raggio luminoso dipende dalla distanza radiale della stella dal centro gravitazionale del Sole. In prossimità della superficie solare la deflessione è pari a 1.745”. Tale valore risulta esattamente il doppio di quello calcolato da Einstein stesso nel 1911 applicando il principio di equivalenza ed usando la teoria gravitazionale di Newton (1642-1727) considerando la luce costituita da corpuscoli che viaggiano alla velocità della luce. Il fattore 2 è una diretta conseguenza della curvatura dello spaziotempo.

   L’occasione per verificare se la luce effettivamente veniva deflessa da un campo gravitazionale ed in quale entità, o einsteiniana o newtoniana, si ebbe dopo pochi anni dalla pubblicazione (1916) della nuova teoria sulla gravitazione ed esattamente il 29 maggio 1919. In quell’occasione l’Osservatorio astronomico di Greenwich (Gran Bretagna) organizzò due spedizioni per effettuare le misure. Una spedizione, guidata da Eddington (1882-1944), andò nell’isola di Prìncipe (odierno stato di São Tomé e Prìncipe nel golfo di Guinea (Africa)); l’altra spedizione si recò nella città brasiliana di Sobral (America meridionale) (fig. 1).

   L’eclisse totale di Sole ebbe la fortuna di accadere in corrispondenza del gruppo delle Iadi con stelle molto brillanti. Dopo l’analisi delle lastre fotografiche Lorentz inviò un telegramma ad Einstein per informarlo della conferma sperimentale della sua teoria (fig. 2).

   Nel 1920 Eddington calcolò che i raggi luminosi potevano raggiungere l’osservatore secondo diverse traiettorie per cui ipotizzò l’ipotesi che la deflessione della luce ad opera del campo gravitazionale potesse produrre più di un’immagine della sorgente. Nel 1924 si ipotizzò anche che alcune stelle doppie potessero essere, in realtà, il risultato di un effetto lente tra stelle.


La storia

   Tranne che in quell’occasione, la focalizzazione gravitazionale della luce ricevette scarsa attenzione fino al 1936, anno in cui Einstein pubblicò un breve calcolo per dimostrare che se due stelle, che si trovino a distanze diverse dall’osservatore, coincidessero esattamente nel cielo, l’immagine della seconda formerebbe un anello, detto ‘anello di Einstein’. Però, egli liquidava l’eventualità di poter osservare un simile allineamento perché l’angolo di deflessione sarebbe stato troppo piccolo.

   L’anno successivo Zwicky (1898-1974) e Russel (1877-1957) proposero altre geometrie più probabili. In particolare Zwicky sottolineò che fenomeni di focalizzazione in oggetti extragalattici come galassie ed ammassi di galassie sarebbero potuti risultare osservabili ed anche di notevole interesse scientifico. Ma a quell’epoca la tecnologia degli strumenti a disposizione non permetteva una ricerca così fine del cielo.

   La storia degli studi moderni sulle lenti gravitazionali ha inizio nei primi anni sessanta del XX secolo con le ricerche teoriche di Refsdal (famosi i suoi articoli del 1964 e 1966) ed altri, i quali discussero le modalità di analisi dell’immagine formata da una lente gravitazionale, se mai ne fosse stata scoperta una, ed avanzarono l’ipotesi che queste potessero fornire informazioni cosmologiche importanti, come la velocità di espansione dell’Universo (‘costante’ di Hubble) e la densità della materia oscura (MACHO e WIMP). Queste idee, tuttavia, finirono per essere relegate nel campo dei giochi dell’immaginazione dei teorici, perché nessuno aveva mai osservato nella realtà un sistema a lente gravitazionale.

   Il panorama cambiò drasticamente nel 1979 con la scoperta da parte di Walsh, Carswell e Weymann di un sistema a lente (QSO 0957+561 A,B) nella costellazione dell’Orsa Maggiore. Proprio come aveva previsto Zwicky sia in questo sistema sia in quelli scoperti in seguito, si assiste all’allineamento di due o più oggetti extragalattici, nella maggior parte dei casi un quasar estremamente lontano come sorgente ed una galassia o un ammasso di galassie a minore distanza come lente focalizzatrice in primo piano. In realtà, la scoperta iniziò l’anno successivo (marzo 1980) allorquando si scoprì qualcosa di particolare in una coppia di quasar (angolo di separazione pari a 6”) già fotografati l’anno prima all’osservatorio di Monte Palomar (USA, California). I due quasar oltre ad essere molto vicini erano praticamente identici. Infatti, mostravano la stessa luminosità e gli stessi spettri con identiche righe di emissione e di assorbimento caratterizzate dallo stesso spostamento verso il rosso o redshift.

   In un primo momento si pensò ad un quasar doppio, ma il fatto che fossero perfettamente identici implicava che anche la loro vita passata, ossia la loro storia evolutiva, dovesse essere identica e ciò era abbastanza improbabile. Ma il problema più notevole era che le righe di assorbimento degli spettri indicavano che la luce dei quasar aveva attraversato una nube di gas e polveri non troppo lontana dai quasar stessi. Il fatto che le righe di assorbimento fossero anch’esse perfettamente identiche implicava che la nube doveva avere delle caratteristiche (composizione, forma, velocità, ...) del tutto insolite.

   Si avanzò l’ipotesi che forse ci si trovava di fronte al primo caso di lente gravitazionale. La candidata più autorevole al ruolo di lente poteva essere una grossa galassia ellittica debolmente luminosa. Purtroppo, mentre si faceva strada l’ipotesi della lente gravitazionale, la coppia di quasar si era avvicinata troppo al Sole e le osservazioni dovettero essere sospese in attesa della loro ricomparsa nel cielo notturno.

   La sosta, però, riguardava solamente gli astronomi tradizionali poiché i radioastronomi poterono continuare indisturbati il loro lavoro. In un’eccezionale immagine radio, presa all’osservatorio VLA di Socorro (USA, New Mexico), i due quasar furono separati nettamente anche se nello spazio fra le due immagini non v’era traccia di alcuna galassia. In corrispondenza del quasar settentrionale erano, invece, presenti due ‘macchie radio’. L’assenza della galassia che doveva fungere da lente non era un grosso problema poiché le galassie ellittiche di norma emettono molto poco nel campo delle onde radio. Ciò che preoccupava maggiormente i radioastronomi era la mancanza delle macchie radio in prossimità del quasar meridionale. Infatti una lente avrebbe dovuto sdoppiare anche l’immagine delle macchie. Di conseguenza i radio astronomi abbandonarono l’ipotesi della lente in favore del quasar binario in netto contrasto con i loro colleghi che lavoravano nel campo della luce visibile.

   A novembre la coppia di quasar ricomparve nuovamente nel cielo notturno ed in un’eccezionale immagine ripresa all’osservatorio sul Mauna Kea (USA, Hawaii) in condizioni di visibilità veramente splendide anche nel campo ottico la coppia di quasar venne nettamente separata. L’immagine del quasar meridionale mostrava una leggera protuberanza. Grazie all’intervento del computer l’immagine del quasar settentrionale venne sottratta da quella del quasar meridionale e la debole luminosità che rimase si scoprì essere dovuta ad una debole galassia che si trovava circa a metà strada fra la Terra e la coppia di quasar (fig. 3).

   Nel 1986 venne osservata per la prima volta la configurazione denominata ‘anello di Einstein’. In quest’ultimo caso la luce proveniente da un quasar lontano oltre ad essere sdoppiata subisce una particolare deflessione che la porta ad assumere una configurazione ad anello per il fatto che la sorgente si trova allineata lungo la vista osservatore-lente. In fig. 4 l’anello quasi completo, denominato 1938+666, fu scoperto dal telescopio Hubble.

   In un altro particolare caso, dipendente dalla particolare geometria del corpo che funge da lente, si hanno quattro immagini della sorgente che formano la cosiddetta ‘croce di Einstein’. Nella foto (fig. 5) si può osservare l’affascinante lente G2237+0305 scoperta sempre dal telescopio Hubble nel 1985.