В обикновена видима светлина този струпване на галактики не изглежда много. Има по-големи клъстери с по-големи и по-драматично изглеждащи галактики в тях. Но в това изображение има повече от галактики, дори и при видима светлина. Гравитацията от клъстера увеличава и изкривява светлината, минаваща близо до него, и картографирането на това изкривяване разкрива нещо за вещество, обикновено скрито от нас: тъмна материя.
Тази колекция от галактики известно се нарича "Bullet Cluster", а тъмната материя вътре в нея е открита чрез метод, наречен "слабо гравитационно лещиране". Проследявайки изкривяванията в светлината, докато преминава през клъстера, астрономите могат да създадат един вид топографски карта на масата в струпването, където „хълмовете“ са места със силна гравитация и „долини“ са места със слаба гравитация. Причината тъмна материя - мистериозната субстанция, която съставлява по-голямата част от масата във Вселената, е толкова трудна за изследване, защото не излъчва и не абсорбира светлина. Но тя има гравитация и по този начин се показва в подобна топографска карта.
Bullet Cluster е едно от най-добрите места за наблюдение на ефектите на тъмната материя, но това е само един обект. Голяма част от реалната сила на слабото гравитационно обективиране включва гледане на хиляди или милиони галактики, покриващи големи петна на небето.
За целта ни трябват големи телескопи, способни да картографират Космоса подробно. Една от тях е Големият телескоп за синоптични изследвания (LSST), който е в процес на изграждане в Чили и трябва да започне работа през 2022 г. и да работи до 2032 г. Това е амбициозен проект, който в крайна сметка ще създаде топографска карта на Вселената.
„[LSST] ще наблюдава приблизително половината от небето за период от десет години“, казва заместник-директорът на LSST Бет Уилман. Обсерваторията има „широк спектър от цели на науката - от тъмна енергия и слабо (гравитационно) лещиране, до изучаване на Слънчевата система, до изучаване на Млечния път, до проучване как се променя нощното небе с времето“.
Изпълнение на художника на Големия синоптичен телескоп, който в момента се строи в Чили (Майкъл Мълън Дизайн, LSST Corporation) За да изучат структурата на Вселената, астрономите използват две основни стратегии: навлизане в дълбочина и излизане на ширина. Космическият телескоп Хъбъл например е добър в задълбочаването: дизайнът му позволява да търси някои от най-слабите галактики в Космоса. LSST, от друга страна, ще отиде широко.
"Размерът на самия телескоп не е забележителен", казва Уилман. LSST ще бъде с диаметър 27 фута, което го поставя в средния обхват на съществуващите телескопи. „Уникалната част от апаратурата на LSST е зрителното поле на [нейната] камера, която ще бъде поставена върху нея, което е приблизително 40 пъти по-голямо от пълната луна.“ За разлика от тях, нормален телескоп със същия размер като LSST вижте петна на небето, по-малка от една четвърт от лунния размер.
С други думи, LSST ще комбинира вида на голямо изображение на небето, което бихте получили, използвайки нормална цифрова камера, с дълбочината на зрението, осигурена от голям телескоп. Комбинацията ще бъде спираща дъха и всичко това се дължи на уникалния дизайн на телескопа.
LSST ще използва три големи огледала, където повечето други големи телескопи използват две огледала. (Невъзможно е да се правят обективи толкова големи, колкото астрономите се нуждаят, така че повечето обсерватории използват огледала, които технически могат да бъдат изградени до всякакъв размер.) Тези огледала са проектирани да фокусират възможно най-много светлина върху камерата, която ще бъде огромни 63 инча напречно, с 3, 2 милиарда пиксела.
Уилман казва: „След като бъде събрана и разгърната на небето, това ще бъде най-голямата камера, използвана за астрономически оптични наблюдения.“
Докато обикновените камери са проектирани да пресъздават цветовете и нивата на светлина, които могат да се възприемат от човешкото око, камерата на LSST ще "види" пет цвята. Някои от тези цветове се припокриват с тези, които се наблюдават от ретиналните клетки в очите ни, но те също включват светлина в инфрачервената и ултравиолетовата част на спектъра.
След Големия взрив вселената беше гореща каша - от частици. Скоро тази тресавица се охлажда и се разширява до точката, в която частиците могат да започнат да се привличат една към друга, слепвайки се заедно, образувайки първите звезди и галактики и образувайки огромна космическа мрежа. Стълбовете на които прераснаха в големи галактически клъстери, свързани с дълги тънки нишки и разделени от предимно празни празнини. Поне това е най-доброто ни предположение, според компютърните симулации, които показват как тъмната материя трябва да се скупчи под тежестта на гравитацията.
Слабите гравитационни лещи се оказват наистина добър начин за тестване на тези симулации. Алберт Айнщайн показа математически, че гравитацията влияе на пътя на светлината, издърпвайки я леко от движението си по права линия. През 1919 г. британският астроном Артур Едингтън и неговите колеги успешно измерват този ефект в това, което е първият основен триумф за теорията на общата относителност на Айнщайн.
Количеството светлинни огъвания зависи от силата на гравитационното поле, което среща, което се управлява от масата, размера и формата на източника. В космически план Слънцето е малко и с ниска маса, така че изтласква светлината само с малко количество. Но галактиките имат милиарди и милиарди звезди, а галактическите клъстери като Bullet Cluster се състоят от стотици или хиляди галактики, заедно с много гореща плазма и допълнителна тъмна материя, която ги държи всички заедно и кумулативният ефект върху светлината може да бъде доста значителен. (Забавен факт: Айнщайн не е смятал, че обезполагането всъщност ще бъде полезно, тъй като той е мислил само за звезди, а не за галактики.)
Карта с тъмна материя, създадена от японски астрономи, използващи слаби лещи (Сатоши Миядзаки и др.) Силното гравитационно обективиране се произвежда от много масивни предмети, които заемат сравнително малко място; обект със същата маса, но разпределен върху по-голям обем, все още ще отклонява светлината, но не толкова драматично. Това е слабо гравитационно лещиране - обикновено наричано „слабо обективиране“ - по същество.
Всяка посока, която погледнете във Вселената, виждате много галактики. Най-далечните галактики може да са твърде слаби, за да се видят, но все пак виждаме някои от тяхната светлина да филтрира като фонова светлина. Когато тази светлина достигне по-близка галактика или галактически клъстер на път към Земята, слабото обективиране ще направи тази светлина малко по-ярка. Това е малък ефект (затова в крайна сметка казваме „слаб“), но астрономите могат да го използват за картографиране на масата във Вселената.
Стоте милиарда или повече галактики в наблюдаваната Вселена осигуряват много възможности за слабо обективиране и точно там влизат обсерватории като LSST. За разлика от повечето други обсерватории LSST ще изследва големи петна на небето по зададен модел, вместо да пуска отделни астрономите диктуват къде сочи телескопът. По този начин прилича на Sloan Digital Sky Survey (SDSS), пионерската обсерватория, която е предимство за астрономите от близо 20 години.
Основна цел на проекти като SDSS и LSST е преброяване на галактическото население. Колко галактики са там и колко масивни са те? Те са разпръснати на случаен принцип по небето или попадат в шарки? Реални ли са видимите празноти - тоест места с малко или никакви галактики?
Броят и разпределението на галактиките дава информация за най-големите космически мистерии. Например същите компютърни симулации, които описват космическата мрежа, ни казват, че трябва да виждаме повече малки галактики, отколкото да се показват в нашите телескопи, а слабите лещи могат да ни помогнат да ги намерим.
Освен това, картографирането на галактиките е едно ръководство за тъмната енергия, името, което даваме ускоряващото се разширяване на Вселената. Ако тъмната енергия е била постоянна през цялото време или ако има различни сили на различни места и времена, космическата мрежа трябва да отразява това. С други думи, топографската карта от слабото обективиране може да ни помогне да отговорим на един от най-големите въпроси на всички: само какво е тъмна енергия?
И накрая, слабото лещиране може да ни помогне с най-ниските на маса частици, които познаваме: неутрино. Тези бързо движещи се частици не се придържат в галактиките, докато се образуват, но носят енергия и маса, докато вървят. Ако те отнемат твърде много, галактиките не стават толкова големи, така че слабите изследвания на лещите могат да ни помогнат да разберем колко масови неутрино имат.
Подобно на SDSS, LSST ще публикува своите данни на астрономите, независимо дали те са членове на колаборацията, като дава възможност на всеки заинтересован учен да го използва в своите изследвания.
„Пускането на телескопа в режим на проучване и след това извеждането на тези обширни калибрирани данни от високо ниво на цялата научна общност наистина ще се съчетаят, за да направи LSST най-продуктивното съоръжение в историята на астрономията“, казва Уилман. „Така или иначе се стремя.“
Силата на астрономията използва интересни идеи - дори такива, които някога сме смятали, че няма да бъдат полезни - по неочаквани начини. Слабите лещи ни дават индиректен начин да виждаме невидими или много мънички неща. За нещо наречено „слаб“, слабото обективиране е силен съюзник в стремежа ни да разберем Вселената.
