é comumente ensinado que em um vácuo a luz sempre viaja em linhas retas. Embora este seja o caso de muitas situações na terra, quando olhamos para o Universo, a situação é mais complexa. A Relatividade Geral de Einstein descreve a gravidade como curvatura ou dobra no tecido do espaço-tempo. Objetos massivos, portanto, criam seus campos gravitacionais, distorcendo o continuum do espaço-tempo. Os raios de luz viajam através do universo em caminhos chamados geodésicos, que são, em essência, a menor distância entre dois pontos em um espaço curvado.em um plano plano plano, como o campo gravitacional quase constante perto da superfície da Terra, a geodesia é essencialmente reta. No universo mais amplo, no entanto, isso não é o caso. Em superfícies curvas, tais como o espaço-tempo deformado do universo em grande escala, a geodesia é curvada.por causa disso, é mais provável que cada raio de luz que detectamos tenha sido desviado em algum pequeno grau à medida que viaja pelo espaço. Isso é causado pela gravidade das várias galáxias e aglomerados de galáxias que um raio de luz passa em sua jornada.esta extraordinária propriedade da natureza foi prevista pela Teoria Geral da Relatividade de Albert Einstein no início do século XX. A matemática mostrou que qualquer objeto celeste massivo pode dobrar raios de luz passando da mesma forma que uma lente de vidro dobra a luz em um telescópio ou microscópio. No entanto, a quantidade de deflexão era pequena e necessitaria de condições especiais para que os telescópios a detectassem.
(esquerda) ilustrações do efeito de uma massa inclinante sobre uma imagem circularmente simétrica. No aglomerado de galáxias Abell 2218, arcos fortemente inclinados podem ser vistos em torno do aglomerado. Todas as galáxias de fundo estão fracas. Credit for Abell 2218: NASA, ESA, and Johan Richard (Caltech, USA).
em 1919, essas condições foram cumpridas pela ocorrência de um eclipse solar total em um campo estelar Rico. Expedições lideradas pelo astrofísico britânico Arthur Eddington foram enviadas. Durante o momento do eclipse, os astrônomos observaram desvios na luz das estrelas que haviam sido causados pelo campo gravitacional do sol. Quando compararam os seus resultados com as previsões de Einstein, descobriram que coincidiam. Este resultado desempenhou um papel fundamental na prova experimental da teoria de Einstein.os cadernos de Einstein indicam que cerca de sete anos antes, ele havia percebido que se um observador estivesse localizado à distância correta, os raios de luz desviados de volta do objeto celeste convergiriam para fazer uma imagem ampliada. Este é um fenômeno conhecido como uma lente gravitacional forte. Por exemplo, para usar o sol como uma lente gravitacional para formar uma imagem de um objeto celeste mais distante, um observador teria que estar pelo menos 550 vezes mais longe do sol do que a Terra.
em uma lente gravitacional fraca, os raios de luz não são desviados o suficiente para ampliar a imagem, em vez disso, eles introduzem distorções sutis. Embora a deflexão de cada aglomerado de galáxias seja virtualmente indetectável por si só, o efeito cumulativo transmite uma distorção sutil sobre as imagens de galáxias distantes que podem apenas ser inferidas a partir de medições. Astrônomos se referem a este efeito como cisalhamento cósmico.
desde sua primeira detecção em 2000, o cisalhamento cósmico evoluiu para uma sonda cosmológica confiável e robusta, fornecendo medições da história de expansão do Universo e do crescimento de sua estrutura. Ela tem fornecido restrições sobre a densidade da matéria no Universo, a quantidade de galáxias se agrupando no universo, e o comportamento da energia escura. Todos os três têm estado próximos das expectativas teóricas das medições da radiação cósmica de fundo de microondas, e isso aumentou a confiança na técnica.
ilustração da fraca inclinação gravitacional. Crédito: NASA, ESA e R. Massey.
In the case of weak lensing, the lens itself is an extended distribution of dark matter in front of a dense background of galaxies. Devido ao campo gravitacional da matéria escura, cada galáxia de fundo é ligeiramente distorcida. As distorções das Galáxias de fundo não são aleatórias, mas irão se alinhar com a distribuição de densidade da matéria escura. Assim, examinar as galáxias de fundo juntas revelará uma imagem de corte da estrutura principal.ao medir o desvio para o vermelho para cada galáxia de fundo, torna-se possível separar as estruturas de matéria escura que estão localizadas em diferentes redshifts. Com uma quantidade suficiente de galáxias de fundo em diferentes redshifts podemos realizar tomografia das estruturas de matéria escura. Euclid fará isso medindo as distorções de 1,5 bilhão de galáxias de fundo, estendendo-se por 10 bilhões de anos-luz do Universo, para criar uma visão tridimensional da distribuição de matéria escura do nosso universo.com esta informação, os cosmólogos poderão deduzir a forma como a distribuição em larga escala das estruturas galácticas se desenvolveu ao longo da história cósmica. Isto irá ajudá-los a determinar a velocidade a que tais estruturas crescem. Como resultado, ele irá fornecer fortes restrições sobre a natureza e quantidade de matéria escura e energia escura no universo, que tanto afetam a taxa de crescimento.
1: Mission science
2: What is dark matter? o que é a energia escura?
4: What is gravitational lensing?
5: O que são oscilações acústicas bariônicas?
6: Legacy science (beyond cosmology)