Lente gravitacional débil
Si bien la presencia de cualquier masa dobla el camino de la luz que pasa cerca de ella, este efecto rara vez produce arcos gigantes y múltiples imágenes asociadas con lentes gravitacionales fuertes . La mayoría de las líneas de visión del universo se encuentran completamente en el régimen de lente débil, en el que la desviación es imposible de detectar en una sola fuente de fondo. Sin embargo, incluso en estos casos, la presencia de la masa de primer plano puede detectarse mediante una alineación sistemática de las fuentes de fondo alrededor de la masa de lente. La lente gravitacional débil es, por lo tanto, una medida intrínsecamente estadística, pero proporciona una forma de medir las masas de los objetos astronómicos sin requerir suposiciones sobre su composición o estado dinámico.
La lente gravitacional actúa como una transformación de coordenadas que distorsiona las imágenes de los objetos de fondo (generalmente galaxias) cerca de una masa en primer plano. La transformación se puede dividir en dos términos, convergencia y corte . El término de convergencia magnifica los objetos de fondo aumentando su tamaño, y el término de corte los estira tangencialmente alrededor de la masa de primer plano.
Para medir esta alineación tangencial, es necesario medir las elipticidades de las galaxias de fondo y construir una estimación estadística de su alineación sistemática. El problema fundamental es que las galaxias no son intrínsecamente circulares, por lo que su elipticidad medida es una combinación de su elipticidad intrínseca y la cizalladura de la lente gravitacional. Normalmente, la elipticidad intrínseca es mucho mayor que el cortante (por un factor de 3-300, dependiendo de la masa de primer plano). Las medidas de muchas galaxias de fondo deben combinarse para promediar este "ruido de forma". La orientación de las elipticidades intrínsecas de las galaxias debería ser casi [1] completamente aleatoria, por lo que cualquier alineación sistemática entre múltiples galaxias generalmente se puede suponer que es causada por lentes.
Otro desafío importante para las lentes débiles es la corrección de la función de dispersión de puntos(PSF) debido a los efectos instrumentales y atmosféricos, lo que hace que las imágenes observadas se difuminen en relación con el "cielo verdadero". Esta mancha tiende a hacer que los objetos pequeños sean más redondos, destruyendo parte de la información sobre su verdadera elipticidad. Como complicación adicional, el PSF generalmente agrega un pequeño nivel de elipticidad a los objetos en la imagen, que no es en absoluto aleatorio y, de hecho, puede imitar una verdadera señal de lente. Incluso para los telescopios más modernos, este efecto suele ser al menos del mismo orden de magnitud que la cizalladura de la lente gravitacional y, a menudo, es mucho mayor. Corregir el PSF requiere construir para el telescopio un modelo de cómo varía en el campo. Las estrellas de nuestra propia galaxia proporcionan una medida directa de la PSF, y estas pueden usarse para construir tal modelo, generalmente interpolandoentre los puntos donde aparecen las estrellas en la imagen. Este modelo se puede utilizar para reconstruir las elipticidades "verdaderas" a partir de las manchadas. Los datos terrestres y espaciales suelen someterse a distintos procedimientos de reducción debido a las diferencias en los instrumentos y las condiciones de observación.
Las distancias de diámetro angular a las lentes y las fuentes de fondo son importantes para convertir los observables de las lentes en cantidades físicamente significativas. Estas distancias se estiman a menudo utilizando corrimientos al rojo fotométricos cuando no se dispone de corrimientos al rojo espectroscópicos . La información de corrimiento al rojo también es importante para separar la población fuente de fondo de otras galaxias en primer plano, o aquellas asociadas con la masa responsable de la lente. Sin información de desplazamiento al rojo, las poblaciones de primer plano y de fondo se pueden dividir por una magnitud aparente o un corte de color , pero esto es mucho menos preciso.
