det er almindeligt lært, at i et vakuum lys altid bevæger sig i lige linjer. Selvom dette er tilfældet i mange situationer på jorden, når vi ser ud i universet, er situationen mere kompleks. Einsteins generelle relativitet beskriver tyngdekraften som krumning eller kæde i stoffet i rumtiden. Massive genstande skaber derfor deres tyngdefelter ved at vride rumtidskontinuumet. Lysstråler rejser gennem universet på stier kaldet geodesik, som i det væsentlige er den korteste afstand mellem to punkter i et buet rum.
i et fladt plan, såsom det næsten konstante tyngdefelt nær jordens overflade, er geodesikken i det væsentlige lige. I det bredere univers er dette imidlertid ikke tilfældet. På buede overflader, såsom den skæve rumtid i det store univers, er geodesikken buet.
på grund af dette er det mest sandsynligt, at hver lysstråle, vi opdager, er blevet afbøjet til en vis grad, når den bevæger sig gennem rummet. Dette skyldes tyngdekraften af de forskellige galakser og klynger af galakser, som en lysstråle passerer på sin rejse.kendt som gravitationslinse, blev denne ekstraordinære egenskab af naturen forudsagt at eksistere af Albert Einsteins generelle relativitetsteori i det tidlige 20.århundrede. Matematikken viste, at ethvert massivt himmellegeme kan bøje passerende lysstråler på samme måde som en glaslinse bøjer lys i et teleskop eller mikroskop. Imidlertid var mængden af afbøjning lille og ville have brug for særlige betingelser, der skulle opfyldes for at teleskoper kunne opdage det.
(venstre) illustrationer af effekten af en linsemasse på et cirkulært symmetrisk billede. (Til højre) i galaksehoben Abell 2218 kan der ses stærkt linsede buer omkring klyngen. Hver baggrundsgalakse er svagt linset. Kredit for Abell 2218: NASA, ESA og Johan Richard (Caltech, USA).
i 1919 blev disse betingelser opfyldt ved forekomsten af en total solformørkelse i et rigt stjernefelt. Ekspeditioner ledet af den britiske astrofysiker Arthur Eddington blev afsendt. I løbet af formørkelsesøjeblikket observerede astronomerne afbøjninger i stjernelyset, der var forårsaget af solens tyngdefelt. Da de sammenlignede deres resultater med Einsteins forudsigelser, fandt de, at de matchede. Dette resultat spillede en nøglerolle i det eksperimentelle bevis på Einsteins teori.Einsteins notesbøger indikerer, at han omkring syv år tidligere havde indset, at hvis en observatør var placeret i den rigtige afstand, ville de afbøjede lysstråler fra det himmelske objekt konvergere for at skabe et forstørret billede. Dette er et fænomen kendt som en stærk gravitationslinse. For eksempel at bruge solen som en gravitationslinse til at danne et billede af et fjernere himmelobjekt, skulle en observatør være mindst 550 gange længere væk fra Solen end Jorden.
i en svag gravitationslinse afbøjes lysstråler ikke nok til at forstørre billedet, i stedet introducerer de subtile forvrængninger. Selvom afbøjningen fra hver klynge af galakser næsten ikke kan påvises alene, giver den kumulative effekt en subtil forvrængning på billederne af fjerne galakser, der bare kan udledes af målinger. Astronomer henviser til denne effekt som kosmisk forskydning.siden den første opdagelse i 2000 har cosmic shear udviklet sig til en pålidelig og robust kosmologisk sonde, der giver målinger af universets ekspansionshistorie og væksten i dens struktur. Det har givet begrænsninger på tætheden af stof i universet, mængden af galakse clustering i universet og adfærd af mørk energi. Alle tre har været tæt på de teoretiske forventninger fra målinger af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, og dette har øget tilliden til teknikken.
Illustration af svag gravitationslinse. NASA, ESA og R. Massey.
i tilfælde af svag linsning er linsen selv en udvidet fordeling af mørkt stof foran en tæt baggrund af galakser. På grund af det mørke stofs tyngdefelt er hver baggrundsgalakse meget lidt forvrænget. Forvrængningerne af baggrundsgalakserne er ikke tilfældige, men vil tilpasse sig densitetsfordelingen af det mørke stof. Således vil undersøgelse af baggrundsgalakserne sammen afsløre et forskydningsbillede af forgrundsstrukturen.
Ved at måle rødforskydningen til hver baggrundsgalakse bliver det muligt at adskille de mørke stofstrukturer, der er placeret ved forskellige rødforskydninger. Med en tilstrækkelig mængde baggrundsgalakser ved forskellige rødskift kan vi udføre tomografi af de mørke stofstrukturer. Euclid vil gøre dette ved at måle forvrængningerne af 1,5 milliarder baggrundsgalakser, der strækker sig over 10 milliarder lysår i universet, for at skabe et tredimensionelt billede af den mørke stoffordeling i vores univers.
med disse oplysninger vil kosmologer være i stand til at udlede den måde, som den store fordeling af galaktiske strukturer har opbygget gennem kosmisk historie. Dette vil hjælpe dem med at bestemme den hastighed, hvormed sådanne strukturer vokser. Som et resultat vil det give stærke begrænsninger for naturen og mængden af mørkt stof og mørk energi i universet, som begge påvirker vækstraten.
1: Mission science
2: Hvad er mørkt stof?
3: Hvad er mørk energi?
4: Hvad er gravitationslinser?
5: Hvad er baryoniske akustiske svingninger?
6: Legacy science (ud over kosmologi)