Lente gravitacional

Una lente gravitacional es una distribución de materia (como un cúmulo de galaxias ) entre una fuente de luz distante y un observador, que es capaz de desviar la luz de la fuente a medida que la luz viaja hacia el observador. Este efecto es conocido como lente gravitacional , y la cantidad de flexión es una de las predicciones de Albert Einstein 's teoría general de la relatividad . [1] [2] ( La física clásica también predice la curvatura de la luz, pero solo la mitad de la predicha por la relatividad general). [3]

Una fuente de luz pasa detrás de una lente gravitacional (masa puntual colocada en el centro de la imagen). El círculo de agua es la fuente de luz como se vería si no hubiera lentes, mientras que los puntos blancos son las múltiples imágenes de la fuente (ver anillo de Einstein ).

Aunque Einstein hizo cálculos inéditos sobre el tema en 1912, [4] Orest Khvolson (1924) [5] y Frantisek Link (1936) [6] son generalmente los primeros en discutir el efecto en forma impresa. Sin embargo, este efecto se asocia más comúnmente con Einstein, quien publicó un artículo sobre el tema en 1936. [7]

Fritz Zwicky postuló en 1937 que el efecto podría permitir que los cúmulos de galaxias actúen como lentes gravitacionales. No fue hasta 1979 que este efecto se confirmó mediante la observación del denominado Twin QSO SBS 0957 + 561.

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Lente gravitacional: la galaxia intermedia modifica la apariencia de una galaxia muy por detrás (video; concepto del artista).
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Esta imagen esquemática muestra cómo la luz de una galaxia distante es distorsionada por los efectos gravitacionales de una galaxia en primer plano, que actúa como una lente y hace que la fuente distante parezca distorsionada, pero ampliada, formando anillos de luz característicos, conocidos como anillos de Einstein.
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Un análisis de la distorsión de SDP.81 causada por este efecto ha revelado cúmulos de materia formadores de estrellas.

A diferencia de una lente óptica , una lente gravitacional puntual produce una desviación máxima de la luz que pasa más cerca de su centro y una desviación mínima de la luz que viaja más lejos de su centro. En consecuencia, una lente gravitacional no tiene un solo punto focal , sino una línea focal. El término "lente" en el contexto de la desviación de la luz gravitacional fue utilizado por primera vez por OJ Lodge, quien señaló que "no está permitido decir que el campo gravitacional solar actúa como una lente, ya que no tiene distancia focal". [8] [ página necesaria ] Si la fuente (de luz), el objeto con lente masiva y el observador se encuentran en línea recta, la fuente de luz original aparecerá como un anillo alrededor del objeto con lente masiva (siempre que la lente tenga simetría circular) . Si hay alguna desalineación, el observador verá un segmento de arco en su lugar. Este fenómeno fue mencionado por primera vez en 1924 por el físico de San Petersburgo Orest Khvolson , [9] y cuantificado por Albert Einstein en 1936. Por lo general, en la literatura se lo conoce como un anillo de Einstein , ya que Khvolson no se preocupó por el flujo o radio de la imagen del anillo. Más comúnmente, donde la masa de la lente es compleja (como un grupo o cúmulo de galaxias ) y no causa una distorsión esférica del espacio-tiempo, la fuente se asemejará a arcos parciales dispersos alrededor de la lente. El observador puede entonces ver múltiples imágenes distorsionadas de la misma fuente; el número y la forma de éstos dependen de las posiciones relativas de la fuente, la lente y el observador, y la forma del pozo gravitacional del objeto de lente.

Hay tres clases de lentes gravitacionales: [8] [ página necesaria ] [10]

Lente fuerte
Donde hay distorsiones fácilmente visibles, como la formación de anillos , arcos y múltiples imágenes de Einstein . A pesar de ser considerado "fuerte", el efecto es en general relativamente pequeño, de modo que incluso una galaxia con una masa de más de 100 mil millones de veces la del Sol producirá múltiples imágenes separadas por unos pocos segundos de arco . Los cúmulos de galaxias pueden producir separaciones de varios minutos de arco. En ambos casos, las galaxias y las fuentes están bastante distantes, a muchos cientos de megaparsecs de nuestra Galaxia.
Lente débil
Donde las distorsiones de las fuentes de fondo son mucho más pequeñas y solo pueden detectarse analizando un gran número de fuentes de forma estadística para encontrar distorsiones coherentes de solo un pequeño porcentaje. La lente se muestra estadísticamente como un estiramiento preferido de los objetos de fondo perpendicular a la dirección al centro de la lente. Midiendo las formas y orientaciones de un gran número de galaxias distantes, sus orientaciones se pueden promediar para medir la cizalladura del campo de lentes en cualquier región. Esto, a su vez, se puede utilizar para reconstruir la distribución de masa en el área: en particular, se puede reconstruir la distribución de fondo de la materia oscura . Dado que las galaxias son intrínsecamente elípticas y la señal de lente gravitacional débil es pequeña, se debe utilizar una gran cantidad de galaxias en estos estudios. Estos estudios con lentes débiles deben evitar cuidadosamente una serie de fuentes importantes de error sistemático : se debe comprender y comprender la forma intrínseca de las galaxias, la tendencia de la función de dispersión del punto de una cámara a distorsionar la forma de una galaxia y la tendencia de la visión atmosférica a distorsionar las imágenes. cuidadosamente contabilizado. Los resultados de estos estudios son importantes para la estimación de parámetros cosmológicos, para comprender mejor y mejorar el modelo Lambda-CDM , y para proporcionar una verificación de coherencia en otras observaciones cosmológicas. También pueden representar una importante limitación futura para la energía oscura .
Microlente
Donde no se puede ver ninguna distorsión en la forma, pero la cantidad de luz recibida de un objeto de fondo cambia con el tiempo. El objeto de la lente pueden ser estrellas en la Vía Láctea en un caso típico, siendo la fuente de fondo estrellas en una galaxia remota o, en otro caso, un cuásar aún más distante . En casos extremos, una estrella en una galaxia distante puede actuar como microlente y magnificar otra estrella mucho más lejana. El primer ejemplo de esto fue la estrella MACS J1149 Lensed Star 1 (también conocida como Ícaro), que hasta la fecha es la estrella más lejana jamás observada, gracias al aumento de flujo debido al efecto de microlente.

Las lentes gravitacionales actúan por igual en todo tipo de radiación electromagnética , no solo en la luz visible, sino también en la radiación no electromagnética, como las ondas gravitacionales. Se están estudiando efectos débiles de lentes para el fondo cósmico de microondas , así como para estudios de galaxias . También se han observado lentes fuertes en regímenes de radio y rayos X. Si una lente potente produce varias imágenes, habrá un retardo de tiempo relativo entre dos trayectorias: es decir, en una imagen, el objeto con lente se observará antes que la otra imagen.

Una de las fotografías de Eddington del experimento del eclipse solar de 1919 , presentada en su artículo de 1920 anunciando su éxito.

Henry Cavendish en 1784 (en un manuscrito inédito) y Johann Georg von Soldner en 1801 (publicado en 1804) habían señalado que la gravedad newtoniana predice que la luz de las estrellas se doblará alrededor de un objeto masivo [11] como ya había supuesto Isaac Newton en 1704 en sus Consultas No.1 en su libro Opticks . [12] El mismo valor que el de Soldner fue calculado por Einstein en 1911 basándose únicamente en el principio de equivalencia . [8] [ página necesaria ] Sin embargo, Einstein señaló en 1915, en el proceso de completar la relatividad general, que su resultado de 1911 (y por lo tanto el de Soldner) es sólo la mitad del valor correcto. Einstein se convirtió en el primero en calcular el valor correcto de flexión ligera. [13]

La primera observación de la desviación de la luz se realizó al notar el cambio en la posición de las estrellas a medida que pasaban cerca del Sol en la esfera celeste . Las observaciones fueron realizadas en 1919 por Arthur Eddington , Frank Watson Dyson y sus colaboradores durante el eclipse solar total del 29 de mayo . [14] El eclipse solar permitió observar las estrellas cercanas al Sol. Las observaciones se realizaron simultáneamente en las ciudades de Sobral, Ceará , Brasil y en Santo Tomé y Príncipe en la costa occidental de África. [15] Las observaciones demostraron que la luz de las estrellas que pasaban cerca del Sol estaba ligeramente doblada, de modo que las estrellas aparecían ligeramente fuera de posición. [dieciséis]

Doblar la luz alrededor de un objeto masivo de una fuente distante. Las flechas naranjas muestran la posición aparente de la fuente de fondo. Las flechas blancas muestran el camino de la luz desde la verdadera posición de la fuente.
En la formación conocida como Cruz de Einstein , aparecen cuatro imágenes del mismo cuásar distante alrededor de una galaxia en primer plano debido a la fuerte lente gravitacional.

El resultado fue considerado una noticia espectacular y apareció en la portada de la mayoría de los periódicos importantes. Hizo que Einstein y su teoría de la relatividad general fueran mundialmente famosos. Cuando su asistente le preguntó cuál habría sido su reacción si la relatividad general no hubiera sido confirmada por Eddington y Dyson en 1919, Einstein dijo: "Entonces sentiría lástima por el querido Señor. De todos modos, la teoría es correcta". [17] En 1912, Einstein había especulado que un observador podría ver múltiples imágenes de una sola fuente de luz, si la luz fuera desviada alrededor de una masa. Este efecto haría que la masa actuara como una especie de lente gravitacional. Sin embargo, como solo consideró el efecto de la desviación alrededor de una sola estrella, pareció concluir que era poco probable que el fenómeno se observara en el futuro previsible, ya que las alineaciones necesarias entre las estrellas y el observador serían altamente improbables. Varios otros físicos también especularon sobre la lente gravitacional, pero todos llegaron a la misma conclusión de que sería casi imposible de observar. [7]

Aunque Einstein hizo cálculos inéditos sobre el tema, [4] la primera discusión sobre la lente gravitacional impresa fue por Khvolson, en un artículo corto que discutía el "efecto halo" de la gravitación cuando la fuente, la lente y el observador están casi perfectos. alineación, [5] ahora denominado anillo de Einstein .

En 1936, después de que Rudi W. Mandl lo instara, Einstein publicó a regañadientes el breve artículo "Acción similar a una lente de una estrella por la desviación de la luz en el campo gravitacional" en la revista Science . [7]

En 1937, Fritz Zwicky consideró por primera vez el caso en el que las galaxias recién descubiertas (que en ese momento se llamaban 'nebulosas') podían actuar como fuente y lente, y que, debido a la masa y los tamaños involucrados, el efecto era mucho más probable. a ser observado. [18]

En 1963 Yu. G. Klimov, S. Liebes y Sjur Refsdal reconocieron de forma independiente que los quásares son una fuente de luz ideal para el efecto de lente gravitacional. [19]

No fue hasta 1979 que se descubrió la primera lente gravitacional. Se conoció como el " QSO gemelo ", ya que inicialmente parecía dos objetos cuasistelares idénticos. (Se llama oficialmente SBS 0957 + 561 ). Esta lente gravitacional fue descubierta por Dennis Walsh , Bob Carswell y Ray Weymann utilizando el telescopio de 2,1 metros del Observatorio Nacional de Kitt Peak . [20]

En la década de 1980, los astrónomos se dieron cuenta de que la combinación de imágenes CCD y computadoras permitiría medir el brillo de millones de estrellas cada noche. En un campo denso, como el centro galáctico o las nubes de Magallanes, podrían encontrarse potencialmente muchos eventos de microlentes por año. Esto condujo a esfuerzos como el Experimento de lentes gravitacionales ópticos , u OGLE, que han caracterizado cientos de tales eventos, incluidos los de OGLE-2016-BLG-1190Lb y OGLE-2016-BLG-1195Lb .

Lente gravitacional simulada (agujero negro que pasa frente a una galaxia de fondo).

En la relatividad general, la luz sigue la curvatura del espacio-tiempo, por lo tanto, cuando la luz pasa alrededor de un objeto masivo, se dobla. Esto significa que la luz de un objeto en el otro lado se inclinará hacia el ojo del observador, al igual que una lente ordinaria. En la relatividad general, la velocidad de la luz depende del potencial gravitacional (es decir, la métrica) y esta flexión puede verse como una consecuencia de la luz que viaja a lo largo de un gradiente en la velocidad de la luz. Los rayos de luz son el límite entre las regiones futuras, espaciales y pasadas. La atracción gravitacional puede verse como el movimiento de objetos no perturbados en una geometría curva de fondo o, alternativamente, como la respuesta de los objetos a una fuerza en una geometría plana. El ángulo de deflexión es:

hacia la masa M a una distancia r de la radiación afectada, donde G es la constante universal de la gravitación y c es la velocidad de la luz en el vacío.

Dado que el radio de Schwarzschild Se define como y velocidad de escape Se define como , esto también se puede expresar en forma simple como

Esta imagen del Telescopio Espacial Hubble de NASA / ESA muestra el cúmulo de galaxias MACS J1206 .

La mayoría de las lentes gravitacionales del pasado se descubrieron accidentalmente. Una búsqueda de lentes gravitacionales en el hemisferio norte (Cosmic Lens All Sky Survey, CLASS), realizada en frecuencias de radio utilizando Very Large Array (VLA) en Nuevo México, condujo al descubrimiento de 22 nuevos sistemas de lentes, un hito importante. Esto ha abierto una vía completamente nueva para la investigación que va desde encontrar objetos muy distantes hasta encontrar valores para parámetros cosmológicos para que podamos comprender mejor el universo.

Una búsqueda similar en el hemisferio sur sería un muy buen paso para complementar la búsqueda del hemisferio norte y obtener otros objetivos de estudio. Si dicha búsqueda se realiza utilizando instrumentos y datos bien calibrados y parametrizados, se puede esperar un resultado similar al de la prospección del norte. El uso de los datos de la encuesta Australia Telescope 20 GHz (AT20G) recopilados con el Australia Telescope Compact Array (ATCA) representa una recopilación de datos de este tipo. Como los datos se recopilaron utilizando el mismo instrumento manteniendo una calidad de datos muy estricta, deberíamos esperar obtener buenos resultados de la búsqueda. La encuesta AT20G es una encuesta ciega a una frecuencia de 20 GHz en el dominio de radio del espectro electromagnético. Debido a la alta frecuencia utilizada, las posibilidades de encontrar lentes gravitacionales aumentan a medida que aumenta el número relativo de objetos de núcleo compacto (por ejemplo, cuásares) (Sadler et al. 2006). Esto es importante ya que la lente es más fácil de detectar e identificar en objetos simples en comparación con objetos con complejidad en ellos. Esta búsqueda implica el uso de métodos interferométricos para identificar candidatos y hacer un seguimiento a mayor resolución para identificarlos. El detalle completo del proyecto está actualmente en proceso de publicación.

El cúmulo de galaxias SDSS J0915 + 3826 ayuda a los astrónomos a estudiar la formación de estrellas en las galaxias. [21]

Se han utilizado técnicas de microlente para buscar planetas fuera de nuestro sistema solar. Un análisis estadístico de casos específicos de microlentes observados durante el período de tiempo de 2002 a 2007 encontró que la mayoría de las estrellas en la galaxia de la Vía Láctea albergaban al menos un planeta en órbita dentro de 0.5 a 10 AU. [22]

En un artículo de 2009 en Science Daily, un equipo de científicos dirigido por un cosmólogo del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley del Departamento de Energía de EE. UU. Ha logrado importantes avances en la extensión del uso de lentes gravitacionales al estudio de estructuras mucho más antiguas y más pequeñas de lo que anteriormente era posible por afirmando que las lentes gravitacionales débiles mejoran las mediciones de galaxias distantes. [23]

Astrónomos del Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg , Alemania , cuyos resultados fueron aceptados para su publicación el 21 de octubre de 2013 en Astrophysical Journal Letters , descubrieron lo que en ese momento era la galaxia de lente gravitacional más distante denominada J1000 + 0221 utilizando La NASA ‘s telescopio espacial Hubble . [24] [25] Si bien sigue siendo la galaxia con lentes de cuatro imágenes más distante que se conoce, un equipo internacional de astrónomos descubrió posteriormente una galaxia con lentes de dos imágenes aún más distante utilizando una combinación de imágenes y espectroscopía del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck. . El descubrimiento y análisis de la lente IRC 0218 se publicó en Astrophysical Journal Letters el 23 de junio de 2014. [26]

Una investigación publicada el 30 de septiembre de 2013 en la edición en línea de Physical Review Letters , dirigida por la Universidad McGill en Montreal , Québec , Canadá, ha descubierto los modos B , que se forman debido al efecto de lente gravitacional, utilizando el Polo Sur de la National Science Foundation . Telescopio y con la ayuda del observatorio espacial Herschel. Este descubrimiento abriría las posibilidades de probar las teorías de cómo se originó nuestro universo. [27] [28]

Abell 2744 cúmulo de galaxias - muy distantes galaxias revelada por el efecto de lente gravitatoria (16 de octubre de 2014). [29] [30]

Albert Einstein predijo en 1936 que los rayos de luz de la misma dirección que bordean los bordes del Sol convergerían en un punto focal aproximadamente a 542 UA del Sol. [31] Por lo tanto, una sonda colocada a esta distancia (o más) del Sol podría usar el Sol como lente gravitacional para ampliar objetos distantes en el lado opuesto del Sol. [32] La ubicación de una sonda podría cambiar según sea necesario para seleccionar diferentes objetivos en relación con el Sol.

Esta distancia está mucho más allá del progreso y las capacidades del equipo de las sondas espaciales como la Voyager 1 , y más allá de los planetas conocidos y planetas enanos, aunque durante miles de años 90377 Sedna se alejará más en su órbita altamente elíptica. La alta ganancia para la detección potencial de señales a través de esta lente, como las microondas en la línea de hidrógeno de 21 cm , llevó a Frank Drake a la sugerencia en los primeros días de SETI de que se podría enviar una sonda a esta distancia. En 1993, se propuso a la ESA una sonda multipropósito SETISAIL y más tarde FOCAL , pero se espera que sea una tarea difícil. [33] Si una sonda pasa 542 AU, las capacidades de aumento de la lente continuarán actuando a distancias mayores, ya que los rayos que llegan al foco a distancias mayores se alejan más de las distorsiones de la corona solar. [34] Landis hizo una crítica del concepto, [35] que discutió cuestiones como la interferencia de la corona solar, el gran aumento del objetivo, que dificultará el diseño del plano focal de la misión, y un análisis de la aberración esférica inherente de la lente.

En 2020, el físico de la NASA Slava Turyshev presentó su idea de imagen y espectroscopia directa multipíxel de un exoplaneta con una misión de lente gravitacional solar. La lente podría reconstruir la imagen del exoplaneta con una resolución de superficie a una escala de ~ 25 km, suficiente para ver las características de la superficie y los signos de habitabilidad. [36]

Cúmulo de galaxias MACS J2129-0741 y galaxia con lente MACS2129-1. [37]

Kaiser, Squires y Broadhurst (1995), [38] Luppino & Kaiser (1997) [39] y Hoekstra et al. (1998) prescribieron un método para invertir los efectos de la difuminación y el corte de la función de dispersión puntual (PSF), recuperando un estimador de cizallamiento no contaminado por la distorsión sistemática de la PSF. Este método (KSB +) es el método más utilizado en las mediciones de cizallamiento de lentes débiles. [40] [41]

Las galaxias tienen rotaciones e inclinaciones aleatorias. Como resultado, los efectos de cizallamiento en lentes débiles deben determinarse mediante orientaciones estadísticamente preferidas. La principal fuente de error en la medición con lente se debe a la convolución de la PSF con la imagen con lente. El método KSB mide la elipticidad de una imagen de galaxia. El cizallamiento es proporcional a la elipticidad. Los objetos en las imágenes con lente se parametrizan de acuerdo con sus momentos cuadripolares ponderados. Para una elipse perfecta, los momentos cuadrupolos ponderados están relacionados con la elipticidad ponderada. KSB calcula cómo se relaciona una medida de elipticidad ponderada con la cizalla y usa el mismo formalismo para eliminar los efectos de la PSF. [42]

Las principales ventajas de KSB son su facilidad matemática y su implementación relativamente simple. Sin embargo, KSB se basa en una suposición clave de que la PSF es circular con una distorsión anisotrópica. Esta es una suposición razonable para los levantamientos de cizalladura cósmica, pero la próxima generación de levantamientos (por ejemplo, LSST ) puede necesitar una precisión mucho mayor que la que puede proporcionar KSB.

  • Galaxia del arco del resplandor solar. [43]

  • Quasar con lentes gravitacionales. [44]

  • En SDSS J0952 + 3434, la galaxia en forma de arco inferior tiene la forma característica de una galaxia que ha sido lente gravitacionalmente. [45]

  • Deformado y distorsionado alrededor de SDSS J1050 + 0017. [46]

  • Galaxy SPT0615-JD existía cuando el Universo tenía solo 500 millones de años. [47]

  • Lentes gravitacionales que se encuentran en los datos de DESI Legacy Survey [48]

  • Lentes gravitacionales encontrados en los datos de DESI Legacy Survey [49]

  • El fenómeno de las lentes permite características tan pequeñas como unos 100 años luz o menos. [50]

  • Vista detallada de una supernova iPTF16geu de tipo Ia con lentes gravitacionales . [51]

  • Imagen "sonriente" del cúmulo de galaxias (SDSS J1038 + 4849) y lente gravitacional (un anillo de Einstein ) ( HST ). [52]

  • Abell 1689 - efectos reales de lente gravitacional ( telescopio espacial Hubble ).

  • Distribución de la materia oscura : lente gravitacional débil ( telescopio espacial Hubble ).

  • Lente gravitacional descubierta en el corrimiento al rojo z = 1,53. [53]

  • Lente gravitacional con las ecuaciones de Einstein, Museo Boerhaave , Leiden

  • Gráfico de lente gravitacional (8 de enero de 2020)

Galaxias formadoras de estrellas distantes con lentes gravitacionales. [54]

  • Lente atmosférica terrestre
  • Formalismo de lentes gravitacionales
  • Lente gravitacional fuerte
  • Lente gravitacional débil
  • Microlente gravitacional
  • Cruz de einstein
  • Anillo de einstein
  • SN Refsdal

  • Khvolson, O (1924). "Über eine mögliche Form fiktiver Doppelsterne". Astronomische Nachrichten . 221 (20): 329–330. Código bibliográfico : 1924AN .... 221..329C . doi : 10.1002 / asna.19242212003 .
  • Einstein, Albert (1936). "Acción similar a una lente de una estrella por la desviación de la luz en el campo gravitacional". Ciencia . 84 (2188): 506–7. Código bibliográfico : 1936Sci .... 84..506E . doi : 10.1126 / science.84.2188.506 . JSTOR  1663250 . PMID  17769014 . S2CID  38450435 .
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Notas
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  2. ^ Overbye, Dennis (5 de marzo de 2015). "Los astrónomos observan la supernova y descubren que están viendo repeticiones" . New York Times . Consultado el 5 de marzo de 2015 .
  3. ^ Cf. Kennefick 2005[ enlace muerto ] para las mediciones tempranas clásicas de lasexpediciones de Eddington ; para obtener una descripción general de las mediciones más recientes, consulte Ohanian y Ruffini 1994 , cap. 4.3[ enlace muerto ] . Para las observaciones modernas directas más precisas utilizando cuásares, cf. Shapiro y col. 2004[ enlace muerto ]
  4. ^ a b Tilman Sauer (2008). "Nova Geminorum 1912 y el origen de la idea de lentes gravitacionales". Archivo de Historia de las Ciencias Exactas . 62 (1): 1–22. arXiv : 0704.0963 . Código Bibliográfico : 2008AHES ... 62 .... 1S . doi : 10.1007 / s00407-007-0008-4 . S2CID  17384823 .
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  • Herramientas para la evaluación de las posibilidades de utilizar medidas de paralaje de fuentes con lentes gravitacionales (Stein Vidar Hagfors Haugan. Junio ​​de 2008)

  • Video: Evalyn Gates - Telescopio de Einstein: La búsqueda de materia oscura y energía oscura en el universo Archivado 2018-09-02 en Wayback Machine , presentación en Portland, Oregon, el 19 de abril de 2009, de la reciente gira de libros del autor.
  • Audio: Fraser Cain y Dr. Pamela Gay - Reparto de astronomía: Lentes gravitacionales, mayo de 2007

  • Existencia , por David Brin, 2012