Sto lat temu Albert Einstein wprowadził zupełnie nowy sposób myślenia o sile grawitacji. Jego ogólna teoria względności zakładała, że przestrzeń nie jest pustą areną, na której rozgrywają się wydarzenia wszechświata, ale aktywnym uczestnikiem tych wydarzeń.
Zgodnie z ogólną teorią względności wszystko, co ma masę - gwiazda, planeta, wydra - zniekształca przestrzeń wokół niej, powodując jej zakrzywienie. Materia zakrzywia przestrzeń, a ta krzywizna mówi innej materii, jak się poruszać. My, ludzie, nie jesteśmy w stanie wyobrazić sobie zakrzywionej trójwymiarowej przestrzeni, więc oto dwuwymiarowa analogia: jeśli ciężka kula zostanie umieszczona na trampolinie, powierzchnia trampoliny wygnie się. Jeśli następnie przetoczysz kulki po powierzchni trampoliny, ich ścieżki będą zakrzywione. Jest to niedoskonała analogia, ale przekazuje ogólną ideę. Ta zasada powoduje, że Ziemia podąża zakrzywioną ścieżką wokół Słońca, a Księżyc podąża zakrzywioną ścieżką wokół Ziemi.
Kluczową cechą ogólnej teorii względności jest to, że krzywizna przestrzeni wpływa zarówno na ścieżkę światła, jak i materii. Efekt ten jest znany jako „soczewkowanie grawitacyjne”. Okazuje się, że różni się on od zachowania światła w grawitacji newtonowskiej, więc natychmiastowe zastosowanie soczewkowania grawitacyjnego polega na sprawdzeniu, czy ogólna teoria względności jest prawdziwa. Okazuje się również, że jest niezwykle przydatny do badania najbardziej odległych zakątków wszechświata, ponieważ powoduje powiększenie obrazów odległych galaktyk.
Jak działa soczewkowanie grawitacyjne? Jeśli światło podróżujące do nas z jakiejś odległej gwiazdy przechodzi przez inny masywny obiekt - powiedzmy, inną gwiazdę lub galaktykę - światło to odchyla się, a jego ścieżka ulega zmianie. Kiedy to światło dociera do Ziemi, wydaje się, że nadchodzi z innego kierunku niż pierwotna ścieżka. Widzimy gwiazdę w innej pozycji na niebie niż w rzeczywistości. Ten pozorny ruch gwiazdy tła jest dokładnie dwukrotnie większy niż w grawitacji Newtona; dlatego zapewnia prosty sposób przetestowania teorii Einsteina.
Aby zmierzyć, jak bardzo porusza się obraz gwiazdy, musisz być w stanie obserwować ją zarówno przed, jak i po tym, jak światło jest odchylane przez masę pośrednią. Zwykle nie mamy możliwości oddalenia się wystarczająco daleko od Ziemi, aby zobaczyć odległe gwiazdy pod dwoma różnymi kątami, ale możemy skorzystać z faktu, że poruszamy się wokół Słońca.
Jeśli obserwujemy gwiazdę po przeciwnej stronie nieba od Słońca, widzimy jej „prawdziwą” pozycję. Sześć miesięcy później gwiazda znajdzie się w tej samej części nieba co Słońce, a następnie możemy zmierzyć, o ile światło gwiazdy jest odchylane przez masę Słońca. Zwykle nie możemy obserwować gwiazd, gdy znajdują się blisko Słońca, ponieważ słońce świeci w dzień. Ale w pewnych okolicznościach możemy. Pewnego razu słońce wstaje, ale światło słoneczne jest zablokowane: całkowite zaćmienie Słońca.
W maju 1919 r. Astronomowie dostrzegli zaćmienie Słońca widoczne z części Afryki i Ameryki Południowej. Aby zmaksymalizować szanse na pomyślne zaobserwowanie zaćmienia, wysłano do niego dwie drużyny: jedną do Brazylii, a drugą pod przewodnictwem Sir Arthura Eddingtona na wyspę Principe u wybrzeży Afryki Zachodniej. Pomimo częściowego zachmurzenia zespół Eddingtona odniósł sukces. Odchylenie światła mierzonego od gwiazd w gromadzie Hiady idealnie pasowało do teorii Einsteina.
Podczas całkowitego zaćmienia Słońca w dniu 29 maja 1919 r. Sir Arthur Eddington (z prawej) potwierdził ogólną teorię względności Einsteina, obliczając ugięcie światła gwiazd obok Słońca. (AKG) To odkrycie było doniosłe. „OŚWIETLA WSZYSTKO PYTA W NIEBIE. TRIUMFY TEORII EINSTEINA”, ogłosił New York Times. (Dodał: „Ludzie nauki mniej więcej agresywni wobec wyników obserwacji zaćmienia”). Potwierdzenie to zapewniło chwilę jedności w świecie rozdartym przez wojnę; jak zauważył fizyk JP McEvoy w swojej książce Eclipse z 1999 roku, „nowa teoria wszechświata, dzieło niemieckiego Żyda pracującego w Berlinie, została potwierdzona przez angielskiego kwakera na małej afrykańskiej wyspie”.
Dopiero w 1936 roku szwajcarski astronom Fritz Zwicky zdał sobie sprawę z potencjału soczewkowania grawitacyjnego jako narzędzia do badania wszechświata poza naszym gwiezdnym sąsiedztwem. Przy obliczaniu mas gromad galaktyk - znanych wówczas jako mgławice pozagalaktyczne - Zwicky zauważył, że istnieje duża szansa, że bardziej odległe galaktyki znajdujące się za nimi odchylą swoje światło, gdy mijają te gromady. W 1937 r. Napisał, że efekt ten „umożliwi nam widzenie mgławic w odległości większej niż zwykle osiągane nawet przez największe teleskopy”.
Kluczem do tej koncepcji jest cecha soczewkowania grawitacyjnego, która czyni ją niezwykle przydatną: Światło, które w innym przypadku byłoby skierowane od nas, jest zwrócone w naszym kierunku, co oznacza, że widzimy więcej światła z soczewkowanych źródeł niż zwykle. Innymi słowy, odległe galaktyki leżące za masywnymi przedmiotami są powiększane. A ponieważ gromady galaktyk są najbardziej masywnymi strukturami we wszechświecie, są to najlepsze lupy, jakie natura może zaoferować.
Przez prawie 50 lat sugestia Zwicky nie cieszyła się dużym zainteresowaniem. Potencjalnie soczewkowane galaktyki były przecież zbyt słabe, aby je zobaczyć. Zmieniło się to w latach 80., kiedy rozwój pierwszych cyfrowych urządzeń do obrazowania zastąpił płyty fotograficzne i radykalnie zwiększył czułość teleskopów na słabe źródła.
W 1986 r. Odkryto dramatyczny rozszerzony łuk w gromadzie galaktyk Abell 370. Długi, czerwony łuk na tym zdjęciu okazał się dwa razy bardziej oddalony niż sama gromada: jest to galaktyka tła - spirala podobna do Drogi Mlecznej— którego światło zostało zniekształcone przez masę gromady, rozciągając ją do tego ogromnego łuku. Dziesięć lat później inna soczewkowana galaktyka pobiła rekord najbardziej odległego znanego obiektu, po raz pierwszy od lat 60. XX wieku, że zwykła galaktyka - nie kwazar, najjaśniejsze obiekty we wszechświecie - miała ten rekord.
Ten długo eksponowany teleskop kosmiczny Hubble'a przedstawiający masywną gromadę galaktyk Abell 2744 (pierwszy plan) jest najgłębszym jak dotąd wykonanym gromadą galaktyk. (NASA / ESA) W 2009 r. Wystrzelenie Kosmicznego Teleskopu Hubble'a (HST) dostarczyło najbardziej czułych obrazów, jakie kiedykolwiek uzyskano z odległego wszechświata, a jego ostatnia misja serwisowa dodała nową niezwykle czułą kamerę w bliskiej podczerwieni. Obecnie w ramach Hubble'a jest nowy program, który obiecuje przesunąć granice naszego spojrzenia na wszechświat jeszcze bardziej: program Hubble Frontier Fields.
Ideą tego programu jest dokonywanie niezwykle głębokich obserwacji, które ujawniają najsłabsze, najodleglejsze galaktyki - ale strategicznie ukierunkowane na gromady galaktyk, aby skorzystać z powiększającego efektu soczewkowania grawitacyjnego. Program obejmie łącznie sześć ogromnych gromad galaktyk, z których pięć zostało do tej pory ukończonych. Wiodący naukowiec projektu Frontier Fields, Jen Lotz, opisał to jako „najgłębszy widok wszechświata, jaki kiedykolwiek powstał”.
„The Frontier Fields to eksperyment” - mówi Matt Mountain, prezes Stowarzyszenia Uniwersytetów Badań Astronomicznych (AURA) i były dyrektor Instytutu Naukowego Kosmicznego Teleskopu, który obsługuje Hubble'a. Podstawowe pytanie eksperymentu: „Czy możemy wykorzystać wyjątkową jakość obrazu Hubble'a i teorię ogólnej teorii względności Einsteina do wyszukiwania pierwszych galaktyk?”
Wstępna analiza pierwszych pól granicznych zaczęła już dawać bogaty wgląd we wczesny wszechświat. Daleko za pierwszą gromadą, Abell 2744, znaleźliśmy powiększone obrazy grupy galaktyk we wczesnym wszechświecie - zaledwie kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu - które mogą być w trakcie tworzenia własnej gromady.
Dokładne badanie obrazów Frontier Fields ujawnia galaktyki powiększone 50 lub więcej razy przez soczewkowanie grawitacyjne. Są to jedne z najsłabszych galaktyk, jakie kiedykolwiek widzieliśmy we wczesnym wszechświecie. Najmniejszy z nich stanie się czymś w rodzaju karła Fornax, maleńkiej galaktyki, która krąży wokół Drogi Mlecznej i ma około jednej tysięcznej jej masy. Chociaż według standardów galaktyk jest to niewielkie, z pól granicznych dowiadujemy się, że we wczesnym wszechświecie istniała ogromna liczba małych galaktyk. Tak wielu, że razem mogli być odpowiedzialni za większość energii w ciągu pierwszych miliardów lat wszechświata.
Granicę tego, jak daleko w przeszłość możemy zobaczyć, określają możliwości Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Pierwsze galaktyki przesunęły swoje światło tak daleko w podczerwień przez ekspansję przestrzeni, że Hubble ich nie widzi. Wszystko to ulegnie zmianie w 2018 r., Kiedy następca Hubble'a, kosmiczny teleskop Jamesa Webba, wystartuje w 2018 r. Dzięki większemu lustrzanemu i bardziej czułym kamerom, które mogą widzieć dalej w podczerwieni, Webb pozwoli nam zagłębić się w przeszłość i zobacz jeszcze słabsze galaktyki. Wskazując Webba na gromady galaktyk i stosując na naszą korzyść soczewkowanie grawitacyjne, możemy jeszcze bardziej przekroczyć te granice.
Za kilka lat możemy równie dobrze patrzeć na pierwsze galaktyki, jakie kiedykolwiek powstały.
