Oggi l’effetto lente gravitazionale permette di vedere e studiare galassie lontanissime, non visibili se osservate direttamente. Si usa anche il microlensing per catturare qualche esopianeta (e - forse - qualche esoluna come QUESTA), capace di disturbare leggermente l’effetto lente causato dalla stella attorno a cui gira. Hubble, però, ci ha dimostrato che si può fare ciò che Einstein sperava  cento anni fa.

La differenza tra effetto lente e microlensing è, in fondo, dovuta soltanto alle masse in gioco e agli effetti che ne derivano. Per dirla in parole semplici, l’effetto lente permette di individuare galassie lontanissime e nel contempo misurare in qualche modo la massa di chi fa da lente (una massa, normalmente, distribuita su un ammasso galattico) e sfruttarla, spesso, per trovare nuova materia oscura (questo lo aggiungo io…). Il microlensing si riduce sostanzialmente a una piccola variazione di luminosità (misurabile) che permette di individuare qualche ospite planetario attorno a una lente stellare. Gli effetti geometrici (misura della deviazione dei raggi luminosi) sono rimasti un sogno per cent’anni, dato che i valori erano ben al di sotto delle capacità tecnologiche.

Einstein aveva proprio scelto questo tipo di effetto per dimostrare la sua teoria della relatività, cercando di misurare la curvatura della luce delle stelle che passava vicino al Sole durante un’eclisse totale. A un primo grido di meraviglia (le stelle sembravano proprio spostate) seguì un periodo ambiguo in cui si preferì pensare che le misure erano troppo incerte per essere considerate affidabili (e niente Nobel ad Albert per la sua relatività).

Oggi, finalmente, il vecchio Hubble è riuscito in quello che avrebbe desiderato Einstein: misurare una massa stellare attraverso la deviazione della luce di una sorgente più lontana. Ma non certo soltanto per il Sole  (ci sono altri metodi), ma per stelle qualsiasi (o quasi).

Il primo successo riguarda una nana bianca, molto vicina a noi (17 anni luce) e quindi con un alto moto proprio: Stein 2051 B. Un alto moto proprio è necessario per sperare che prima o poi trovi la stella giusta da “occultare”.

Ricordiamo che per determinare direttamente le masse stellari è, normalmente, necessario che esse formino un sistema doppio. In questo caso, il moto orbitale permette di ricavare le masse delle due stelle. Per stelle singole si può andare avanti solo per stime dovute alla luminosità e al tipo spettrale. Stein 2051 B ha in realtà una compagna, ma essa è una nana rossa troppo lontana (due volte la distanza di Plutone dal Sole) per avere un’orbita affidabile. In qualche modo la nana bianca può essere considerata una stella singola a tutti gli effetti.

Ed ecco che, dopo una lunga attesa, finalmente la stella giusta è arrivata, anche se molto più debole della Stein 2051 B. In realtà, è stato come scorgere una farfallina che volava vicinissima al bulbo di una lampadina. Non solo, però... la deviazione del raggio luminoso è stata solo di due millesimi di secondo d’arco, equivalenti alle dimensioni angolari  di una formica vista da circa 2000 km di distanza!

Einstein, ai suoi tempi, non poteva certo sperare in questa tecnologia, ma Hubble c’è riuscito! La deviazione porta a una massa pari a 0.68 quella del Sole, in perfetto accordo con le previsioni relative alle nane bianche.

E adesso avanti con la prossima, magari proprio Proxima Centauri, e chissà con quante altre. Ancora una volta, Einstein è in grado, a distanza di un secolo, di proporre un nuovo metodo per determinare caratteristiche di oggetti celesti ancora incogniti. E noi continuiamo a non fare studiare la relatività nelle scuole… roba da strapparsi i capelli!

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