Strategia di ricerca

   La ricerca di sistemi a lente gravitazionale inizia alle lunghezze d’onda delle emissioni radio. Uno dei motivi è che le stelle comuni in generale risultano radiosorgenti deboli, mentre una percentuale elevata delle radiosorgenti di grande luminosità conosciute è costituita da oggetti extragalattici, fra i quali i quasar. Una seconda ragione è che oggi i radio astronomi hanno a disposizione molti degli strumenti e delle tecniche più potenti di tutta l’astronomia con un potere di risoluzione grandissimo. L’elevata risoluzione angolare dei radiotelescopi permette di conoscere la struttura su piccolissima scala degli oggetti, di grande importanza per l’interpretazione di un sistema a lente.

   La scelta di concentrarsi sulle radiosorgenti ha però un suo prezzo poiché solo una piccola percentuale di tutti i quasar produce emissioni radio rilevabili. Dal momento che anche sorgenti che non emettono onde radio hanno la medesima probabilità di allinearsi formando un sistema a lente, il rilevamento radio esclude sicuramente una buona parte delle lenti gravitazionali esistenti. Ciò deve essere considerato negli studi sulla distribuzione statistica in cielo delle lenti e sul loro numero.

   In questa prima fase radio si ispezionano vaste zone del cielo alla ricerca di sorgenti stabilendone posizione e luminosità. In seguito si seleziona un determinato sottoinsieme da sottoporre ad osservazioni istantanee con il Very Large Array (VLA), un radiotelescopio costituito da 27 antenne paraboliche mobili distribuite a forma di Y su un’area del diametro di circa 40 km su un altopiano del New Mexico (USA). Dopo che il VLA ha preso istantanee delle sorgenti prescelte si procede all’esame delle immagini radio. Anche le radiosorgenti comuni possono assumere numerose forme, da quella di un semplice punto simile ad una stella a quella di un getto di plasma che si protende da una sorgente puntiforme centrale, fino ad una struttura caotica di difficile descrizione.

   Il problema è quello di isolare i migliori candidati al ruolo di lente gravitazionale utilizzando il dato empirico secondo cui quasi tutte le radiosorgenti comuni presentano non più di un’unica componente brillante non risolta. Se una sorgente è sottoposta a una focalizzazione intensa appariranno due o più immagini di quest’unico punto. I candidati particolarmente interessanti sono quelli che presentano più di due componenti di questo tipo ad una distanza non superiore a 10’’. Distanze maggiori sono ritenute scarsamente plausibili perché richiederebbero una lente di massa particolarmente grande.

   A questo punto la ricerca passa alle osservazioni nella banda del visibile. La Teoria Generale della Relatività prevede che la deflessione gravitazionale della radiazione sia indipendente dalla lunghezza d’onda e quindi, se un effetto di focalizzazione produce immagini multiple di una sorgente alle lunghezze d’onda radio, produrrà immagini analoghe alle lunghezze d’onda del visibile. Si punta, quindi, sulle radio sorgenti un rilevatore ottico ad alta sensibilità per ottenere un’immagine nel visibile da sovrapporre a quella radio. In alcuni casi non appare alcuna controparte visibile della radiosorgente, ma di tanto in tanto le componenti dell’oggetto radioemittente dotato di una controparte nel visibile sono due o più testimoniando la possibile presenza di una lente gravitazionale. Le osservazioni nel visibile, quindi, selezionano l’elenco dei candidati al ruolo di lente ottenuto mediante il VLA e producono una lista di quelli che sono i principali ‘sospetti’.

   Le sorgenti che resistono fino a questo punto del processo di selezione vengono poi sottoposte ad una cruciale prova finale. Si prendono le ‘impronte digitali’ di ciascuna delle componenti di un’immagine multipla registrandone lo spettro che mostra la luminosità apparente al variare della lunghezza d’onda. I particolari dello spettro di una sorgente dipendono da una complessa combinazione di numerose proprietà fisiche, quali la distanza dell’oggetto, il suo moto nello spazio, la temperatura, la densità, la composizione chimica e così via. La verifica degli spettri dovrebbe quindi permettere di distinguere le vere immagini multiple causate dalla focalizzazione (che dovrebbero presentare spettri identici) dalle immagini di oggetti simili, ma fisicamente distinti che simulano un sistema a lente.

   In linea di principio questa verifica è virtualmente infallibile perché sembra estremamente improbabile che due oggetti indipendenti siano identici in tutte le loro proprietà fisiche. In pratica, purtroppo, la situazione risulta meno chiara. Innanzitutto spesso si rivela difficile o impossibile ottenere buoni spettri di oggetti deboli con una distanza angolare di appena pochi secondi d’arco. Inoltre, quasar diversi possono avere spettri molto simili o per caso o perché sono in qualche modo correlati. Peggio ancora, alcuni effetti, come un ingrandimento non uniforme da parte della lente, possono dar luogo a piccole aberrazioni nello spettro delle immagini focalizzate. L’analisi spettrale risulta quindi più simile al confronto tra due firme sbavate che a quello tra due impronte digitali nette. Comunque, se gli spettri di due o più delle componenti visibili corrispondono o sono molto simili, di solito l’oggetto viene considerato un candidato al ruolo di lente gravitazionale.

   Una volta identificato, un candidato richiede di norma ulteriori studi approfonditi per stabilire se si tratti davvero di un sistema a lente e, in caso affermativo, per interpretarlo e realizzarne un modello dettagliato.

   Una delle questioni prioritarie dopo la definizione del candidato sta nella ricerca dell’oggetto che funge da lente. Di solito si cerca di ottenere immagini con la massima risoluzione possibile sulla più vasta gamma di lunghezze d’onda per porre vincoli ai modelli teorici. Tra la vera e propria ricerca della lente e l’acquisizione di dati aggiuntivi di vario genere, un buon candidato può richiedere da solo un tempo di osservazione pari a un decimo di quello impiegato per realizzare tutto il rilevamento che ha condotto alla sua scoperta.

   Molti tentativi, sia teorici che sperimentali, sono stati fatti per la ricostruzione della sorgente, ma, ovviamente, il successo di tale operazione risiede in maniera particolare nella definizione del modello della lente stessa.


Cosa ci dicono le lenti gravitazionali

   Le informazioni che gli astronomi sperano di raccogliere da questi oggetti si dividono in tre gruppi.

   Innanzitutto, una lente gravitazionale può fungere da telescopio naturale di dimensioni cosmiche, ossia può ingrandire l’immagine della sorgente rivelando particolari della sua struttura che altrimenti risulterebbero troppo piccoli per poter essere distinti o nascosti perché coperti dalla lente stessa.

   In secondo luogo, l’immagine prodotta dalla lente darebbe informazioni sulle proprietà medie dell’Universo su grande scala, compreso il valore della costante cosmologica, costante aggiunta da Einstein stesso al suo modello di Universo in espansione per renderlo statico quando ancora si credeva che l’Universo non si espandesse. Le osservazioni delle lenti gravitazionali potrebbero permettere agli astronomi di stabilire le dimensioni e l’età dell’Universo per via diretta permettendo di confrontare tra loro i vari metodi indiretti. Questa applicazione deriva dalla teoria cosmologica del Big Bang, la quale si basa sull’osservazione che, su grandi scale di distanza, tutti gli oggetti si allontanano reciprocamente con una velocità proporzionale alla loro distanza (legge di Hubble). Si può spiegare il dato empirico supponendo che l’Universo sia in espansione uniforme, poiché in una struttura di questo tipo le velocità di recessione degli oggetti seguirebbero proprio un andamento del genere.

   Nei quasi 75 anni trascorsi dalla scoperta dell’espansione, gli astronomi hanno cercato di misurare la ‘costante’ di Hubble Ho. Per determinare tale ‘costante’, tuttavia, occorre conoscere la distanza assoluta di un certo numero di oggetti extragalattici lontani. Questo compito risulta arduo dato che le tecniche consuete di misurazione delle distanze astronomiche non riescono ancora a fornire valori indiscussi. Le lenti gravitazionali forniscono, quindi, un sistema radicalmente nuovo per misurare le distanze. Questa nuova tecnica, a differenza di tutte le precedenti, può funzionare ugualmente bene per le grandi distanze e per le piccole. Il dato osservativo necessario per il calcolo di Ho dipende dal fatto che i due cammini ottici delle due immagini sono differenti per cui è necessario misurare il ritardo di un evento tra quello nel quale accade su di un’immagine rispetto a quello che accade sull’altra. Un tale fenomeno estemporaneo potrebbe essere un brillamento (un brusco aumento di luminosità).

   In terzo luogo, l’immagine permetterebbe di individuare la presenza di disomogeneità nell’Universo, soprattutto quelle causate dalla cosiddetta massa mancante (MACHO e/o WIMPS), ossia la materia oscura a cui andrebbe attribuita la maggior parte della densità totale dell’Universo e che permetterebbe di discriminare la sua eterna espansione o la prossima decelerazione.

   Un tipo particolare di miraggio è il moto superluminale di alcuni getti espulsi dai quasar. Alcune volte accade di osservare oggetti che sembrano muoversi a 3-4 volte la velocità della luce. Quello che si pensa è che, per motivi relativistici, dei getti diretti verso di noi a velocità molto vicine a quella della luce sembrino muoversi a velocità superiori a quella della luce per l’effetto di deformazione dell’immagine causato da una lente.