Se enseña comúnmente que en un vacío la luz siempre viaja en líneas rectas. Si bien este es el caso de muchas situaciones en la Tierra, cuando miramos hacia el Universo, la situación es más compleja. La Relatividad General de Einstein describe la gravedad como curvatura o deformación en el tejido del espacio-tiempo. Por lo tanto, los objetos masivos crean sus campos gravitacionales deformando el continuo espacio-tiempo. Los rayos de luz viajan a través del Universo por caminos llamados geodésicos, que son en esencia la distancia más corta entre dos puntos en un espacio curvo.

En un plano plano, como el campo gravitacional casi constante cerca de la superficie de la Tierra, las geodésicas son esencialmente rectas. En el Universo más amplio, sin embargo, este no es el caso. En superficies curvas, como el espacio-tiempo deformado del Universo a gran escala, las geodésicas son curvas.

Debido a esto, es muy probable que cada rayo de luz que detectamos haya sido desviado en un pequeño grado a medida que viaja a través del espacio. Esto es causado por la gravedad de las diversas galaxias y cúmulos de galaxias que un rayo de luz pasa en su viaje.

Conocida como lente gravitacional, esta extraordinaria propiedad de la naturaleza se predijo que existiría por la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein a principios del siglo XX. Las matemáticas mostraron que cualquier objeto celeste masivo puede doblar los rayos de luz que pasan de la misma manera que una lente de vidrio dobla la luz en un telescopio o microscopio. Sin embargo, la cantidad de desviación era pequeña y necesitaría condiciones especiales para que los telescopios la detectaran.

(Izquierda) Ilustraciones del efecto de una masa de lente en una imagen circular simétrica. (Derecha) En el cúmulo de galaxias Abell 2218, se pueden ver arcos con lentes fuertes alrededor del cúmulo. Cada galaxia de fondo tiene una lente débil. Crédito para Abell 2218: NASA, ESA y Johan Richard (Caltech, EE. UU.).

En 1919, esas condiciones se cumplieron con la ocurrencia de un eclipse solar total en un rico campo estelar. Se enviaron expediciones dirigidas por el astrofísico británico Arthur Eddington. Durante el momento del eclipse, los astrónomos observaron deflexiones en la luz estelar que habían sido causadas por el campo gravitacional del Sol. Cuando compararon sus resultados con las predicciones de Einstein, encontraron que coincidían. Este resultado jugó un papel clave en la prueba experimental de la teoría de Einstein.

Los cuadernos de Einstein indican que unos siete años antes, se había dado cuenta de que si un observador se encontraba a la distancia correcta, los rayos de luz desviados de alrededor del objeto celeste convergerían para hacer una imagen ampliada. Este es un fenómeno conocido como lente gravitacional fuerte. Por ejemplo, para usar el Sol como lente gravitacional para formar una imagen de un objeto celeste más distante, un observador tendría que estar al menos 550 veces más lejos del Sol que de la Tierra.

En una lente gravitacional débil, los rayos de luz no se desvían lo suficiente como para magnificar la imagen, sino que introducen distorsiones sutiles. Aunque la desviación de cada cúmulo de galaxias es prácticamente indetectable por sí sola, el efecto acumulativo imparte una distorsión sutil en las imágenes de galaxias distantes que solo se puede inferir de las mediciones. Los astrónomos se refieren a este efecto como cizallamiento cósmico.

Desde su primera detección en 2000, la cizalladura cósmica se ha convertido en una sonda cosmológica fiable y robusta, que proporciona mediciones de la historia de expansión del Universo y el crecimiento de su estructura. Ha proporcionado restricciones sobre la densidad de la materia en el Universo, la cantidad de galaxias agrupadas en el Universo y el comportamiento de la energía oscura. Los tres han estado cerca de las expectativas teóricas de las mediciones de la radiación de fondo cósmico de microondas, y esto ha aumentado la confianza en la técnica.

Ilustración de lentes gravitacionales débiles. Crédito: NASA, ESA y R. Massey.

En el caso de lentes débiles, el lente en sí es una distribución extendida de materia oscura frente a un fondo denso de galaxias. Debido al campo gravitacional de la materia oscura, cada galaxia de fondo está ligeramente distorsionada. Las distorsiones de las galaxias de fondo no son aleatorias, sino que se alinearán con la distribución de densidad de la materia oscura. Por lo tanto, el examen conjunto de las galaxias del fondo revelará una imagen de cizallamiento de la estructura del primer plano.

Midiendo el corrimiento al rojo de cada galaxia de fondo, es posible desenredar las estructuras de materia oscura que se encuentran a diferentes corrimientos al rojo. Con una cantidad suficiente de galaxias de fondo a diferentes corrimientos al rojo, podemos realizar una tomografía de las estructuras de materia oscura. Euclides hará esto midiendo las distorsiones de 1,5 mil millones de galaxias de fondo, extendiéndose a lo largo de 10 mil millones de años luz del Universo, para crear una visión tridimensional de la distribución de la materia oscura de nuestro Universo.

Con esta información, los cosmólogos podrán deducir la forma en que la distribución a gran escala de las estructuras galácticas se ha construido a lo largo de la historia cósmica. Esto les ayudará a determinar la velocidad a la que crecen dichas estructuras. Como resultado, proporcionará fuertes restricciones sobre la naturaleza y la cantidad de materia oscura y energía oscura en el Universo, que afectan la tasa de crecimiento.

1: Ciencia de la misión

2: ¿Qué es la materia oscura?

3: ¿Qué es la energía oscura?

4: ¿Qué es la lente gravitacional?

5: ¿Qué son las oscilaciones acústicas bariónicas?

6: Legacy science (más allá de la cosmología)