Tavalises nähtavas valguses ei paista see galaktikate klaster just eriti välja. Neis on suuremaid kobaraid, kus on suuremad ja dramaatilisema ilmega galaktikad. Kuid seda pilti on rohkem kui galaktikaid, isegi nähtava valguse korral. Klastrist tulenev raskusjõud suurendab ja moonutab selle läheduses kulgevat valgust ning selle moonutuse kaardistamine paljastab midagi meie eest tavaliselt varjatud ainest: tumedast ainest.
Seda galaktikate kollektsiooni kutsutakse kuulsalt „Bullet Cluster” ja selle sees olev tumeaine tuvastati meetodil, mida nimetatakse nõrgaks gravitatsiooniläätseks. Kui jälgida klastri läbivaid valguse moonutusi, saavad astronoomid luua omamoodi topograafilise massi kaart klastris, kus “künkad” on tugeva raskusastmega kohad ja “orud” on nõrga gravitatsiooni kohad. Tumeainet - salapärast ainet, mis moodustab suurema osa massist universumis - on nii raske uurida, kuna see ei kiirga ega neela valgust. Kuid sellel on raskusjõud ja seega kuvatakse seda tüüpi topograafilisel kaardil.
Bullet Cluster on üks parimaid kohti tumeda aine mõju nägemiseks, kuid see on ainult üks objekt. Suur osa nõrga gravitatsioonilise läätse tegelikust võimsusest seisneb tuhandete või miljonite galaktikate vaatamises, mis katavad taeva suuri laike.
Selleks vajame suuri teleskoope, mis suudaksid kosmose üksikasjalikult kaardistada. Üks neist on Tšiilis valmimas olev suur sünoptiline uuringuteleskoop (LSST), mis peaks alustama tööd 2022. aastal ja kestma aastani 2032. See on ambitsioonikas projekt, mis loob lõppkokkuvõttes universumi topograafilise kaardi.
"[LSST] jälgib kümne aasta jooksul umbes pool taevast, " ütleb LSSTi asedirektor Beth Willman. Observatooriumil on "lai hulk teaduse eesmärke, alates tumedast energiast ja nõrgast [gravitatsioonilisest] läätsest kuni päikesesüsteemi uurimiseni, Linnutee uurimiseni ja uurimiseni, kuidas öötaevas ajaga muutub."
Praegu Tšiilis ehitatava suure sünoptilise uuringute teleskoobi kunstniku renderdamine (Michael Mullen Design, LSST Corporation) Universumi struktuuri uurimiseks kasutavad astronoomid kahte põhistrateegiat: sügavale minemist ja laia sirutamist. Näiteks Hubble'i kosmoseteleskoobiga on hea sügavale minna: selle disain võimaldab sellel otsida mõnda kosmose kõige õrnemat galaktikat. LSST seevastu läheb laiaks.
"Teleskoobi suurus pole iseenesest tähelepanuväärne, " ütleb Willman. LSST läbimõõt on 27 jalga, mis asetab selle olemasolevate teleskoopide keskmisse vahemikku. "LSST-i mõõteriistade ainulaadne osa on sellele asetatava [selle] kaamera vaateväli, mis on umbes 40 korda suurem kui täiskuu." Seevastu tavaline teleskoop, mis on sama suur kui LSST, oleks vaadata taevalaiku, mis on väiksem kui veerand kuu suurusest.
Teisisõnu, LSST ühendab tavalise digitaalkaamera abil sellise taeva suure pildi, mille saadakse suure teleskoobiga. See kombinatsioon on hingemattev ja see on tingitud teleskoobi ainulaadsest disainist.
LSST kasutab kolme suurt peeglit, kus enamik teisi suuri teleskoope kasutab kahte peeglit. (Pole võimalik teha objektiivi nii suureks, kui astronoomidel vaja on, nii et enamik vaatluskeskusi kasutab peegleid, mida saab tehniliselt ehitada ükskõik millisesse suurusesse.) Need peeglid on kavandatud fokuseerima kaamerale võimalikult palju valgust, mis on ilmatu 63 tolli. 3, 2 miljardi piksliga.
Willman ütleb: "Kui see on kokku pandud ja taevasse paigutatud, on see suurim kaamera, mida kasutatakse astronoomiliste optiliste vaatluste jaoks."
Kui tavalised kaamerad on loodud inimsilmale tajutavate värvide ja valgustasemete taastamiseks, siis LSST kaamera “näeb” viit värvi. Mõned neist värvidest kattuvad meie silma võrkkestarakkude värvidega, kuid nende hulka kuulub ka spektri infrapuna- ja ultraviolettkiirguse osa.
Pärast Suurt Pauku oli universumis tuline jama - osakestest. Peagi jahutas see tuhara ja laienes punktini, kus osakesed võisid üksteist köitma hakata, kleepudes kokku, moodustades esimesed tähed ja galaktikad ning moodustades tohutu kosmilise veebi. Selle ristmikud kasvasid suurteks galaktikaparvedeks, mida ühendasid pikad õhukesed kiud ja mida eraldasid enamasti tühjad tühjad alad. Vähemalt on see meie parim arvamine vastavalt arvutisimulatsioonidele, mis näitavad, kuidas tume aine peaks raskusjõu mõjul kokku kogunema.
Nõrk gravitatsiooniline lääts osutub tõesti heaks viisiks nende simulatsioonide testimiseks. Albert Einstein näitas matemaatiliselt, et gravitatsioon mõjutab valguse teed, tõmmates seda sirgjooneliselt pisut välja. 1919. aastal mõõtis Briti astronoom Arthur Eddington ja tema kolleegid seda efekti edukalt, mis oli Einsteini üldrelatiivsusteooria esimene suurem triumf.
Kerge painde hulk sõltub selle raskuse tugevusest, mida see kohtab, seda reguleerib allika mass, suurus ja kuju. Kosmilises mõttes on päike väike ja väikese massiga, nii et see summutab valgust vaid väikese koguse võrra. Kuid galaktikatel on miljardeid ja miljardeid tähti ja galaktikaparved nagu Bullet Cluster koosnevad sadadest või tuhandetest galaktikatest koos rohke kuuma plasma ja ekstra tumeainega, mis hoiavad neid kõiki koos ja kumulatiivne mõju valgusele võib olla üsna märkimisväärne. (Lõbus fakt: Einstein ei arvanud, et läätsest oleks tegelikult kasu, kuna ta mõtles seda ainult tähtede, mitte galaktikate osas.)
Jaapani astronoomide poolt nõrga objektiivi abil loodud tumeaine kaart (Satoshi Miyazaki jt) Tugevat gravitatsioonilist läätse tekitavad väga massiivsed objektid, mis võtavad suhteliselt vähe ruumi; sama massiga objekt, mis on laiali laotatud suuremale mahule, suunab siiski valgust, kuid mitte nii dramaatiliselt. See on nõrk gravitatsiooniline lääts - mida tavaliselt nimetatakse lihtsalt nõrgaks läätseks - olemuselt.
Igas suunas, mida universumis vaatate, näete palju galaktikaid. Kõige kaugemad galaktikad võivad olla nägemiseks liiga nõrgad, kuid siiski näeme, et osa nende valgusest filtreerub taustvalgusena. Kui see valgus jõuab Maale lähemale galaktikasse või galaktikaparve, muudab nõrk lääts selle valguse pisut heledamaks. See on väike efekt (sellepärast ütleme lõppude lõpuks "nõrk"), kuid astronoomid saavad seda kasutada massi kaardistamiseks universumis.
Ligikaudu 100 miljardit vaadeldavas universumis asuvat galaktikat pakuvad palju võimalusi nõrga objektiivi jaoks ja just sinna tulevad sellised vaatluskeskused nagu LSST. Erinevalt enamikust teistest vaatluskeskustest uurib LSST suuri taevalaike kindla mustriga, mitte ei lase üksikutel astronoomid dikteerivad, kuhu teleskoop osutab. Sel moel sarnaneb see Sloan Digital Sky Survey (SDSS) - teedrajava vaatluskeskusega, mis on astronoomidele juba ligi 20 aastat olnud õnnistuseks.
Selliste projektide nagu SDSS ja LSST peamine eesmärk on galaktiliste elanike loendus. Mitu galaktikat on seal ja kui massiivsed nad on? Kas nad on juhuslikult hajutatud üle taeva või satuvad nad mustritesse? Kas näilised tühjad on tegelikud - st kohad, kus galaktikaid on vähe või üldse mitte?
Galaktikate arv ja jaotus annab teavet suurimate kosmiliste müsteeriumide kohta. Näiteks räägivad needsamad kosmilist veebi kirjeldavad arvutisimulatsioonid, et me peaksime nägema rohkem väikeseid galaktikaid kui meie teleskoopides kuvatavaid ja nõrk lääts võib aidata meil neid leida.
Lisaks on galaktikate kaardistamine üks juhend tumedale energiale - nimi, mille anname universumi kiirenevale laienemisele. Kui tume energia on kogu aeg olnud püsiv või kui sellel on erinevates kohtades ja erinevatel aegadel erinev tugevus, peaks kosmiline veeb seda kajastama. Teisisõnu, nõrkade objektiivide topograafiline kaart võib aidata meil vastata kõigi kõigi ühele suurimale küsimusele: mis on tume energia?
Lõpuks võib nõrk lääts aidata meid väikseima massiosakestega, mida me teame: neutriinod. Need kiiresti liikuvad osakesed ei kleepu moodustumisel galaktikates ringi, vaid kulutavad minema minnes energiat ja massi. Kui nad võtavad liiga palju ära, ei kasva galaktikad nii suureks, nii et nõrkade läätsede uuringud võiksid aidata meil välja selgitada, kui palju on neutriinode massi.
Nagu SDSS, avaldab ka LSST oma andmed astronoomidele sõltumata sellest, kas nad on koostöö liikmed, võimaldades kõigil huvitatud teadlastel seda oma uurimistöös kasutada.
"Teleskoobi töötamine vaatlusrežiimis ja nende ulatuslike kõrgetasemeliste kalibreeritud andmetoodete saatmine kogu teadusringkonnale ühendatakse tõesti nii, et LSST oleks kõige produktiivsem rajatis astronoomia ajaloos, " ütleb Willman. "See on see, mille poole ma igal juhul jõuan."
Astronoomia võimsus kasutab ootamatutel viisidel huvitavaid ideid - isegi neid, mis me kunagi arvasime, et poleks kasulikud). Nõrk lääts annab meile kaudse võimaluse nähtamatute või väga pisikeste asjade nägemiseks. Nõrga objektiivi jaoks on nõrk lääts meie universumi mõistmise püüdluses tugev liitlane.
