È comunemente insegnato che in un vuoto la luce viaggia sempre in linee rette. Mentre questo è il caso di molte situazioni sulla Terra, quando guardiamo nell’Universo, la situazione è più complessa. La Relatività Generale di Einstein descrive la gravità come curvatura o ordito nel tessuto dello spaziotempo. Gli oggetti massicci creano quindi i loro campi gravitazionali deformando il continuum spaziotempo. I raggi di luce viaggiano attraverso l’Universo su percorsi chiamati geodetiche, che sono in sostanza la distanza più breve tra due punti in uno spazio curvo.

In un piano piatto, come il campo gravitazionale quasi costante vicino alla superficie terrestre, le geodetiche sono essenzialmente diritte. Nell’Universo più ampio, tuttavia, questo non è il caso. Su superfici curve, come lo spaziotempo deformato dell’Universo su larga scala, le geodetiche sono curve.

A causa di ciò, è molto probabile che ogni raggio di luce che rileviamo sia stato deviato in una piccola misura mentre viaggia attraverso lo spazio. Ciò è causato dalla gravità delle varie galassie e ammassi di galassie che un raggio di luce passa nel suo viaggio.

Conosciuta come lente gravitazionale, questa straordinaria proprietà della natura è stata prevista dalla Teoria Generale della Relatività di Albert Einstein all’inizio del 20 ° secolo. La matematica ha dimostrato che qualsiasi oggetto celeste massiccio può piegare i raggi di luce passanti nello stesso modo in cui una lente di vetro piega la luce in un telescopio o microscopio. Tuttavia, la quantità di deflessione era piccola e avrebbe bisogno di condizioni speciali per essere soddisfatte affinché i telescopi lo rilevassero.

(A sinistra) Illustrazioni dell’effetto di una massa lente su un’immagine circolarmente simmetrica. (A destra) Nell’ammasso di galassie Abell 2218, archi fortemente lenti possono essere visti intorno all’ammasso. Ogni galassia di sfondo è debolmente lente. Credito per Abell 2218: NASA, ESA e Johan Richard (Caltech, USA).

Nel 1919, queste condizioni furono soddisfatte dal verificarsi di un’eclissi solare totale in un ricco campo stellare. Le spedizioni guidate dall’astrofisico britannico Arthur Eddington furono spedite. Durante il momento dell’eclissi, gli astronomi osservarono le deflessioni nella luce stellare che erano state causate dal campo gravitazionale del Sole. Quando hanno confrontato i loro risultati con le previsioni di Einstein, hanno scoperto che corrispondevano. Questo risultato ha giocato un ruolo chiave nella prova sperimentale della teoria di Einstein.

I quaderni di Einstein indicano che circa sette anni prima, si era reso conto che se un osservatore si trovava alla distanza corretta, i raggi di luce deviati attorno all’oggetto celeste convergevano per creare un’immagine ingrandita. Questo è un fenomeno noto come una forte lente gravitazionale. Ad esempio, per utilizzare il Sole come lente gravitazionale per formare un’immagine di un oggetto celeste più distante, un osservatore dovrebbe essere almeno 550 volte più lontano dal Sole rispetto alla Terra.

In una lente gravitazionale debole, i raggi di luce non sono abbastanza deviati da ingrandire l’immagine, ma introducono sottili distorsioni. Sebbene la deflessione da ciascun ammasso di galassie sia praticamente non rilevabile da sola, l’effetto cumulativo conferisce una sottile distorsione alle immagini di galassie lontane che può essere dedotta solo dalle misurazioni. Gli astronomi si riferiscono a questo effetto come taglio cosmico.

Dal suo primo rilevamento nel 2000, cosmic shear si è evoluta in una sonda cosmologica affidabile e robusta, fornendo misurazioni della storia di espansione dell’Universo e della crescita della sua struttura. Ha fornito vincoli sulla densità della materia nell’Universo, la quantità di cluster di galassie nell’Universo e il comportamento dell’energia oscura. Tutti e tre sono stati vicini alle aspettative teoriche dalle misurazioni della radiazione cosmica di fondo a microonde, e questo ha aumentato la fiducia nella tecnica.

Illustrazione di lenti gravitazionali deboli. Credito: NASA, ESA e R. Massey.

Nel caso di lenti deboli, la lente stessa è una distribuzione estesa di materia oscura di fronte a uno sfondo denso di galassie. A causa del campo gravitazionale della materia oscura, ogni galassia di sfondo è leggermente distorta. Le distorsioni delle galassie di fondo non sono casuali ma si allineeranno con la distribuzione della densità della materia oscura. Quindi, esaminando le galassie di sfondo insieme rivelerà un’immagine di taglio della struttura in primo piano.

Misurando il redshift per ogni galassia di sfondo, diventa possibile districare le strutture della materia oscura che si trovano a diversi redshift. Con una quantità sufficiente di galassie di sfondo a diversi redshift possiamo eseguire la tomografia delle strutture della materia oscura. Euclide lo farà misurando le distorsioni di 1,5 miliardi di galassie di fondo, che si estendono su 10 miliardi di anni luce dell’Universo, per creare una visione tridimensionale della distribuzione della materia oscura del nostro Universo.

Con queste informazioni, i cosmologi saranno in grado di dedurre il modo in cui la distribuzione su larga scala delle strutture galattiche si è accumulata nel corso della storia cosmica. Ciò li aiuterà a determinare la velocità con cui tali strutture crescono. Di conseguenza, fornirà forti vincoli sulla natura e sulla quantità di materia oscura e di energia oscura nell’Universo, che influenzano entrambi il tasso di crescita.

1: Scienza delle missioni

2: Cos’è la materia oscura?

3: Cos’è l’energia oscura?

4: Che cos’è la lente gravitazionale?

5: Cosa sono le oscillazioni acustiche barioniche?

6: Scienza legacy (oltre la cosmologia)