Lente gravitacional fuerte

La lente en primer plano es una galaxia . Cuando la fuente de fondo es un cuásar o un chorro no resuelto , las imágenes de lente fuerte suelen ser imágenes múltiples puntuales; cuando la fuente de fondo es una galaxia o una emisión de chorro extendida, las imágenes de lente fuerte pueden ser arcos o anillos. Hasta 2017, se habían observado varios cientos de lentes fuertes galaxia-galaxia (gg). ^{[ 6 ]} Se espera que los próximos estudios del Observatorio Vera C. Rubin y Euclid descubran más de 100 000 de estos objetos. ^{[ 7 ]}

La lente en primer plano es un cúmulo de galaxias . En este caso, la lente suele ser lo suficientemente potente como para producir efectos de lente gravitacional tanto fuertes (imágenes múltiples, arcos o anillos) como débiles (distorsiones de elipticidad). El efecto de lente gravitacional conocido como el "Anillo Fundido" es un ejemplo. ^{[ 8 ]}

Dado que el fuerte efecto de lente gravitacional de una fuente de fondo depende únicamente del potencial gravitatorio de la masa en primer plano, este fenómeno puede utilizarse para restringir el modelo de masa de las lentes. Con las restricciones obtenidas a partir de múltiples imágenes o arcos, se puede optimizar un modelo de masa propuesto para que se ajuste a las observables. Las estructuras subgalácticas que actualmente interesan a los astrónomos que estudian el efecto de lente gravitacional son la distribución central de masa y los halos de materia oscura . ^{[ 9 ]}

Dado que los rayos de luz recorren diferentes trayectorias para producir múltiples imágenes, se retrasan debido a potenciales locales a lo largo de dichas trayectorias. Las diferencias de retardo temporal entre las distintas imágenes pueden determinarse mediante el modelo de masas y el modelo cosmológico . Por lo tanto, con los retardos temporales observados y un modelo de masas restringido, se pueden inferir constantes cosmológicas como la constante de Hubble . ^{[ 10 ]}