běžně se učí, že ve vakuu se světlo vždy pohybuje v přímkách. I když je to případ mnoha situací na Zemi, když se podíváme do vesmíru, situace je složitější. Einsteinova obecná relativita popisuje gravitaci jako zakřivení nebo deformaci ve struktuře prostoročasu. Masivní objekty proto vytvářejí svá gravitační pole deformací časoprostorového kontinua. Světelné paprsky, cestování Vesmírem na cesty tzv. rovnice geodetiky, což jsou v podstatě nejkratší vzdálenost mezi dvěma body v zakřiveném prostoru.
v ploché rovině, jako je téměř konstantní gravitační pole poblíž zemského povrchu, jsou geodetiky v podstatě rovné. V širším vesmíru tomu tak však není. Na zakřivených plochách, jako je pokřivený prostoročas velkého vesmíru, jsou geodetiky zakřivené.
Z tohoto důvodu je nejpravděpodobnější, že každý paprsek světla, který detekujeme, byl vychýlen do určité míry, když cestuje vesmírem. To je způsobeno gravitací různých galaxií a shluků galaxií, které světelný paprsek prochází na své cestě.
tato mimořádná vlastnost přírody, známá jako gravitační čočka, byla předpovězena obecnou teorií Relativity Alberta Einsteina na počátku 20. století. Matematika ukázala, že jakýkoli masivní nebeský objekt může ohýbat procházející světelné paprsky stejným způsobem, jakým skleněná čočka ohýbá světlo v dalekohledu nebo mikroskopu. Množství průhybu však bylo malé a bylo by třeba splnit zvláštní podmínky, aby jej dalekohledy mohly detekovat.
(vlevo) ilustrace vlivu čočky na kruhově symetrický obraz. (Vpravo) v galaxii Abell 2218 jsou kolem hvězdokupy vidět silně čočkové oblouky. Každá galaxie na pozadí je slabě čočkovaná. Zápočet pro Abell 2218: NASA, ESA a Johan Richard (Caltech, USA).
v roce 1919 byly tyto podmínky splněny výskytem úplného zatmění Slunce v bohatém hvězdném poli. Expedice vedené britským astrofyzikem Arthurem Eddingtonem byly vyslány. Během okamžiku zatmění astronomové pozorovali výchylky ve hvězdném světle, které byly způsobeny gravitačním polem slunce. Když porovnali své výsledky s einsteinovými předpověďmi, zjistili, že se shodují. Tento výsledek hrál klíčovou roli v experimentálním důkazu Einsteinovy teorie.
Einstein notebooky naznačují, že o sedm let dříve, měl si uvědomil, že pokud se pozorovatel nacházel ve správné vzdálenosti, odrazil paprsky světla z celého nebeský objekt by sbíhají, aby se zvětšený obraz. Jedná se o jev známý jako silná gravitační čočka. Například, použití Slunce jako gravitační čočka tvoří obraz vzdálenější nebeský objekt, pozorovatel by musel být nejméně 550 krát dále od Slunce než Země.
Ve slabé gravitační čočky, světelné paprsky nejsou odrazil dost zvětšit obrázek, místo toho zavést jemné zkreslení. Ačkoli výchylka z každého shluku galaxií je prakticky nezjistitelná sama o sobě, kumulativní efekt přináší jemné zkreslení obrazů vzdálených galaxií, které lze odvodit pouze z měření. Astronomové označují tento efekt jako kosmický střih.
od své první detekce v roce 2000 se cosmic shear vyvinul ve spolehlivou a robustní kosmologickou sondu, která poskytuje měření historie expanze vesmíru a růstu jeho struktury. Poskytuje omezení hustoty hmoty ve vesmíru, množství shlukování galaxií ve vesmíru a chování temné energie. Všechny tři byly blízké teoretickým očekáváním z měření kosmického mikrovlnného záření pozadí, což zvýšilo důvěru v techniku.
ilustrace slabé gravitační čočky. Zápočet: NASA, ESA a R. Massey.
v případě slabé čočky je samotná čočka rozšířenou distribucí temné hmoty před hustým pozadím galaxií. Vzhledem k gravitačnímu poli temné hmoty je každá galaxie na pozadí velmi mírně zkreslená. Deformace pozadí galaxií nejsou náhodné, ale budou se vyrovnávat s distribucí hustoty temné hmoty. Společné zkoumání galaxií na pozadí tak odhalí smykový obraz struktury popředí.
Pomocí měření rudého posuvu na každé pozadí galaxie, je možné odlišit temné hmoty, struktury, které jsou umístěny v různých redshifts. S dostatečným množstvím galaxií na pozadí při různých červených posunech můžeme provádět tomografii struktur temné hmoty. Euclid se to tím, že měření zkreslení 1,5 miliardy pozadí galaxií, táhnoucí se přes 10 miliard světelných let se Vesmír, vytvořit trojrozměrný pohled na rozložení temné hmoty našeho Vesmíru.
S touto informací, kosmologové bude schopen odvodit tak, že ve velkém měřítku šíření galaktické struktury vybudovala v celé historii vesmíru. To jim pomůže určit rychlost, jakou tyto struktury rostou. Výsledkem bude silná omezení povahy a množství temné hmoty a temné energie ve vesmíru, které ovlivňují rychlost růstu.
1: Mission science
2: Co je temná hmota?
3: Co je temná energie?
4: Co je gravitační čočka?
5: Co jsou baryonické akustické oscilace?
6: Legacy science (beyond cosmology)