on yleisesti opetettu, että tyhjiössä valo kulkee aina suorina. Vaikka näin on monissa tilanteissa maan päällä, kun katsomme ulos maailmankaikkeudesta, tilanne on monimutkaisempi. Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria kuvaa painovoiman aika-avaruuden rakenteessa kaarevuutena tai loimena. Massiiviset kappaleet luovat siis gravitaatiokenttänsä vääntämällä aika-avaruuden jatkumoa. Valonsäteet kulkevat maailmankaikkeuden läpi geodeettisiksi kutsutuilla poluilla, jotka ovat pohjimmiltaan Lyhin etäisyys kaarevan tilan kahden pisteen välillä.
tasossa, kuten lähes jatkuvassa gravitaatiokentässä lähellä maan pintaa, geodesiat ovat periaatteessa suoria. Laajemmassa maailmankaikkeudessa näin ei kuitenkaan ole. Kaarevilla pinnoilla, kuten suuren mittakaavan maailmankaikkeuden kieroutuneella aika-avaruudella, geodesiat ovat kaarevat.
tämän vuoksi on luultavinta, että jokainen havaitsemamme valonsäde on taipunut jossain määrin kulkiessaan avaruuden halki. Tämä johtuu niiden eri galaksien ja galaksijoukkojen painovoimasta, joiden läpi valosäde kulkee matkallaan.
tätä luonnon poikkeuksellista ominaisuutta, joka tunnetaan gravitaatiolinssinä, ennustettiin Albert Einsteinin yleisessä suhteellisuusteoriassa 1900-luvun alussa. Matematiikka osoitti, että mikä tahansa massiivinen taivaankappale voi taivuttaa ohikulkevia valonsäteitä samalla tavalla kuin lasilinssi taivuttaa valoa kaukoputkella tai mikroskoopilla. Taipuman määrä oli kuitenkin pieni, ja sen havaitsemiseen tarvittaisiin erityisiä ehtoja teleskoopeilta.
(vas.) kuvaa lensing-massan vaikutusta ympyräsymmetriseen kuvaan. (Oik.) galaksijoukossa Abell 2218 voidaan nähdä voimakkaasti lensed-kaaria galaksijoukon ympärillä. Jokainen taustagalaksi on heikosti lensed. Hyvitys Abell 2218: lle: NASA, ESA ja Johan Richard (Caltech, USA).
vuonna 1919 nuo ehdot täyttyivät, kun runsaalla tähtikentällä tapahtui täydellinen auringonpimennys. Paikalle lähetettiin brittiläisen astrofyysikon Arthur Eddingtonin johtamia retkikuntia. Pimennyksen hetkellä tähtitieteilijät havaitsivat tähdenlennossa taipumia, jotka olivat aiheutuneet auringon gravitaatiokentästä. Kun he vertasivat tuloksiaan Einsteinin ennustuksiin, he huomasivat niiden vastaavan toisiaan. Tällä tuloksella oli keskeinen rooli Einsteinin teorian kokeellisessa todistamisessa.
Einsteinin muistikirjat osoittavat, että noin seitsemän vuotta aiemmin hän oli tajunnut, että jos havaitsija sijaitsee oikealla etäisyydellä, taivaankappaleen ympäriltä tulevat poikkeutuneet valonsäteet yhtyisivät yhteen ja muodostaisivat suurennetun kuvan. Ilmiö tunnetaan voimakkaana gravitaatiolinssinä. Esimerkiksi, jotta aurinkoa voitaisiin käyttää gravitaatiolinssinä, jotta voitaisiin muodostaa kuva kaukaisemmasta taivaankappaleesta, havaitsijan täytyisi olla vähintään 550 kertaa kauempana Auringosta kuin maasta.
Heikossa gravitaatiolinssissä valonsäteet eivät taivu tarpeeksi suurentaakseen kuvaa, vaan ne aiheuttavat hienovaraisia vääristymiä. Vaikka kunkin galaksijoukon taipuma on itse asiassa huomaamaton, kumulatiivinen vaikutus vääristää hienovaraisesti kaukaisten galaksien kuvia, jotka voidaan vain päätellä mittauksista. Tähtitieteilijät kutsuvat tätä ilmiötä kosmiseksi leikkaukseksi.
sen jälkeen kun cosmic shear havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 2000, siitä on kehittynyt luotettava ja vankkarakenteinen kosmologinen luotain, joka tarjoaa mittauksia maailmankaikkeuden laajenemishistoriasta ja sen rakenteen kasvusta. Se on rajoittanut aineen tiheyttä maailmankaikkeudessa, galaksijoukkojen määrää maailmankaikkeudessa ja pimeän energian käyttäytymistä. Kaikki kolme ovat olleet lähellä kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn mittausten teoreettisia odotuksia, mikä on lisännyt luottamusta tekniikkaan.
kuva heikosta gravitaatiolinssistä. Luotot: NASA, ESA ja R. Massey.
heikon linssin tapauksessa linssi itsessään on pimeän aineen laajennettu jakauma tiheän galaksitaustan edessä. Pimeän aineen gravitaatiokentän vuoksi jokainen taustagalaksi on hyvin lievästi vääristynyt. Taustagalaksien vääristymät eivät ole satunnaisia, vaan ne yhtyvät pimeän aineen tiheysjakaumaan. Kun taustagalakseja tarkastellaan yhdessä, etualanrakennuksen leikkausjälki paljastuu.
mittaamalla punasiirtymä jokaiseen taustagalaksiin, on mahdollista erottaa toisistaan pimeän aineen rakenteet, jotka sijaitsevat eri punasiirtymissä. Kun taustagalakseja on riittävästi eri punasiirtymissä, voimme tehdä tomografian pimeän aineen rakenteista. Eukleides tekee tämän mittaamalla 1,5 miljardin taustagalaksin vääristymät, jotka ulottuvat maailmankaikkeuden 10 miljardin valovuoden alueelle, luodakseen kolmiulotteisen kuvan maailmankaikkeuden pimeän aineen jakautumisesta.
näillä tiedoilla kosmologit pystyvät päättelemään, miten galaktisten rakenteiden laajamittainen jakautuminen on rakentunut läpi kosmisen historian. Tämä auttaa heitä määrittämään nopeus, jolla tällaiset rakenteet kasvavat. Tämän seurauksena se aiheuttaa voimakkaita rajoitteita pimeän aineen ja pimeän energian olemukselle ja määrälle maailmankaikkeudessa, jotka molemmat vaikuttavat kasvunopeuteen.
1: Mission science
2: Mitä on pimeä aine?
3: Mitä on pimeä energia?
4: Mitä on gravitaatiolinssi?
5: Mitä ovat baryoniset akustiset värähtelyt?
6: Legacy science (beyond cosmology)