Sata vuotta sitten Albert Einstein otti käyttöön radikaalin uuden tavan ajatella painovoimaa. Hänen yleisen suhteellisuusteoriansa mukaan tila ei ole tyhjä areena, jossa maailmankaikkeuden tapahtumat pelataan - vaan aktiivinen osallistuja näissä tapahtumissa.
Yleisen suhteellisuusteorian mukaan kaikki, jolla on massa - tähti, planeetta, saukko - vääristää ympäröivää tilaa, aiheuttaen sen käyrän. Aine käyristää tilaa, ja se kaarevuus kertoo muille, kuinka liikkua. Meillä ihmisillä ei ole vaikeuksia kuvitella kaarevaa kolmiulotteista tilaa, joten tässä on kaksiulotteinen analogia: jos raskas pallo asetetaan trampoliinille, trampoliinin pinta taipuu. Jos sitten vierität marmoria trampoliinin pinnan yli, niiden polut ovat kaarevat. Se on epätäydellinen analogia, mutta välittää yleisen idean. Tämän periaatteen vuoksi maa seuraa kaarevaa polkua Auringon ympäri ja Kuu seuraa kaarevaa polkua Maan ympäri.
Yleisen suhteellisuustekijän keskeinen piirre on, että tilan kaarevuus vaikuttaa sekä valon että aineen tielle. Tämä vaikutus tunnetaan nimellä “painovoimalasilinssi”. Tämä osoittautuu erilaiseksi tapaan, jolla valo käyttäytyy Newtonin painovoiman alaisena, joten painovoimalasilinssien välitön käyttö on testata, onko yleinen suhteellisuus todellisuus. Se osoittautuu myös erittäin hyödylliseksi maailmankaikkeuden syrjäisimpien kulmien tutkimisessa, koska se aiheuttaa kaukaisten galaksien kuvien suurentamisen.
Kuinka painovoimalasilinssi toimii? Jos jonkin kaukaisen tähden kohti kohti meitä kulkeva valo ohittaa toisen massiivisen esineen - esimerkiksi toisen tähden tai galaksin -, valo taipuu ja sen polku muuttuu. Kun tämä valo saavuttaa maan, se näyttää tulevan eri suunnasta kuin sen alkuperäinen polku. Näemme tähden olevan eri sijainnissa taivaalla kuin missä se todellisuudessa sijaitsee. Tämä taustatähteen näennäinen liike on täsmälleen kaksinkertainen mitä voisit nähdä Newtonin painovoimassa; Siksi se tarjoaa yksinkertaisen tavan testata Einsteinin teoria.
Tähtikuvan liikkuvuuden mittaamiseksi sinun on kuitenkin pystyttävä tarkkailemaan sitä sekä ennen että sen jälkeen, kun väliintulon massa on kääntänyt sen valon. Meillä ei yleensä ole mahdollisuutta päästä riittävän kaukana maapallosta nähdä kaukaisia tähtiä kahdesta eri kulmasta, mutta voimme hyödyntää sitä, että liikkumme auringon ympäri.
Jos tarkkailemme taivaan vastakkaisessa osassa olevaa tähteä auringosta, näemme sen "todellisen" aseman. Kuusi kuukautta myöhemmin tähti on samassa taivaan osassa kuin aurinko, ja sitten voimme mitata, kuinka paljon tähden valo kääntää auringon massan avulla. Tähtiä ei yleensä voida tarkkailla, kun ne ovat lähellä aurinkoa, koska päivällä on aurinko nousevan. Mutta tietyissä olosuhteissa voimme. On yksi kerta, kun aurinko on noussut, mutta auringonvalo on tukossa: auringon kokonaispimennys.
Toukokuussa 1919 tähtitieteilijät saivat vilkaista auringonpimennyksen, joka oli näkyvissä sekä Afrikan että Etelä-Amerikan osista. Pimennysten onnistuneen tarkkailun mahdollisuuksien maksimoimiseksi lähetettiin kaksi ryhmää tarkkailemaan sitä: yksi Brasiliaan ja toinen Sir Arthur Eddingtonin johdolla Principen saarelle Länsi-Afrikan rannikolla. Osittaisesta pilvisyydestä huolimatta Eddingtonin joukkue menestyi. Heidän mittaaman valon taipuma Hyades-klusterin tähdestä vastasi Einsteinin teoriaa täydellisesti.
Koko aurinkopimennysten aikana 29. toukokuuta 1919, Sir Arthur Eddington (oikealla) vahvisti Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian laskemalla tähtivalon taipuman auringon vieressä. (AKG) Tämä löytö oli merkittävää. "SYÖTÄÄ KAIKKI KYSYMYKSET KORKEISSA. EINSTEININ TEORIAKOHDAT", julisti New York Times. (Se lisäsi: ”Tiede miehet ovat enemmän tai vähemmän yhtä mieltä pimennysten havaintojen tuloksista.”) Vahvistus antoi hetken yhtenäisyydelle sodan revittyssä maailmassa; kuten fyysikko JP McEvoy totesi kirjassaan Eclipse vuonna 1999, "englantilainen kveekari vahvisti pienellä Afrikan saarella uuden maailmankaikkeuden teorian, Berliinissä työskentelevän saksalaisen juutalaisen aivoriihen".
Vasta 1936, sveitsiläinen tähtitieteilijä nimeltä Fritz Zwicky tajusi painovoimalinssien potentiaalin työkaluna maailmankaikkeuden tutkimiseen tähtialueemme ulkopuolella. Laskiessaan galaksiklusterien massoja - jotka olivat silloin tunnetusti ylimääräisiä galaktisia sumuja - Zwicky totesi, että niiden takana sijaitsevien kauempana sijaitsevien galaksien valon taipuminen tapahtuisi, kun se ohitti nämä klusterit. Vuonna 1937 hän kirjoitti, että tämä vaikutus "antaa meille mahdollisuuden nähdä sumua suurempina etäisyyksinä kuin mitä suurimpien kaukoputkien yleensä saavuttavat".
Avain tähän konseptiin on gravitaatiolinssiominaisuus, joka tekee siitä uskomattoman hyödyllisen: Valo, joka muuten olisi suunnattu meistä poispäin, kääntyy suuntaan, mikä tarkoittaa, että näemme linssilähteistä enemmän valoa kuin tavallisesti tekisimme. Toisin sanoen massiivisten esineiden takana sijaitsevat kaukaiset galaksit ovat suurennetut. Ja koska galaksiklusterit ovat maailmankaikkeuden massiivisimpia rakenteita, ne ovat parhaita suurennuslaseja, joita luonnolla on tarjota.
Melkein 50 vuoden ajan Zwickyn ehdotus ei saanut huomiota. Mahdolliset linssillä varustetut galaksit olivat loppujen lopuksi aivan liian heikkoja nähdäkseen. Se muuttui 1980-luvulla, kun ensimmäisten digitaalisten kuvantamislaitteiden kehitys korvasi valokuvalevyt ja lisäsi dramaattisesti kaukoputkien herkkyyttä heikkoille lähteille.
Vuonna 1986 galaksiklusterissa Abell 370 löydettiin dramaattinen laajennettu valokaari. Tämän kuvan pitkä, punainen valokaari osoittautui kaksinkertaisen kaukana etäisyydestä itse klusterista: se on taustagalaksi - kierre, joka muistuttaa Linnunrataa - jonka klusterin massa on vääristänyt valoa, venyttämällä sitä tähän valtavaan kaareen. Vuosikymmentä myöhemmin toinen linssillä varustettu galaksi rikkoi ennätys kaikkein tunnetuimmasta esineestä, ensimmäisen kerran 1960-luvun jälkeen, kun tavallinen galaksi - ei kvaasari, maailmankaikkeuden kirkkaimpia esineitä - oli pitänyt tätä levyä.
Tämä pitkän valotuksen Hubble-avaruusteleskoopin kuva massiivisesta galaksiklusterista Abell 2744 (etualalla) on syvin, mitä koskaan tehty galaksiklusterista. (NASA / ESA) Vuonna 2009 HST: n avaruusteleskoopin (HST) avaaminen tuotti kaikkein herkeimmät kuvat, jotka on koskaan saatu kaukaisesta universumista, ja sen viimeinen huoltotoiminta lisäsi uuden erittäin herkän lähi-infrapunakameran. Hubblella parhaillaan käynnissä on uusi ohjelma, joka lupaa viedä katseemme rajat entistä kauemmas maailmankaikkeuteen: Hubble Frontier Fields -ohjelma.
Tämän ohjelman tarkoituksena on tehdä uskomattoman syviä havaintoja, jotka paljastavat kaikkein syrjäisimmät, kaukaisimmat galaksit - mutta jotka on strategisesti suunnattu galaksiklusterille hyötyäkseen painovoimaobjektiivin suurenntavasta vaikutuksesta. Ohjelma kattaa yhteensä kuusi massiivista galaksiklusteria, joista viisi on valmistunut tähän mennessä. Frontier Fields -projektin johtava tutkija Jen Lotz kuvaili sitä "kaikkien aikojen syvinä näkymäksi maailmankaikkeuteen".
"Frontier Fields on kokeilu", sanoo Matt Mountain, tähtitieteen tutkimusyliopistojen liiton (AURA) presidentti ja Hubblea operoivan avaruusteleskoopin tiedeinstituutin entinen johtaja. Kokeen ydinkysymys: "Voimmeko käyttää Hubblen hienoa kuvanlaatua ja Einsteinin teoriaa yleisestä suhteellisuudesta etsiä ensimmäisiä galakseja?"
Ensimmäisten rajakenttien alustava analyysi on jo alkanut tuottaa runsaasti tietoa varhaisesta maailmankaikkeudesta. Kaukana ensimmäisen klusterin, Abell 2744: n takana, olemme löytäneet suurennettuja kuvia varhaisen maailmankaikkeuden galaksiryhmästä - vain muutama sata miljoonaa vuotta Ison räjähdyksen jälkeen -, jotka saattavat olla parhaillaan muodostamassa omaa klusteria.
Rajakenttien kuvien huolellinen tutkimus paljastaa galaksit, joita on suurennettu vähintään 50 kertaa gravitaatiolinssillä. Nämä ovat joitain varhaisimmista galakseista, joita aikaisemmassa universumissa on koskaan nähty. Pienimmistä niistä tulee jotain Fornax-kääpiötä, pienestä galaksista, joka kiertää Linnunrataa ja on noin tuhannesosa massastaan. Vaikka galaksistandardien mukaan se on pieni, opimme raja-alueilta, että varhaisessa maailmankaikkeudessa oli valtava määrä pieniä galakseja. Itse asiassa niin monia, että he yhdessä ovat ehkä olleet vastuussa suurimmasta osasta energiaa maailmankaikkeuden ensimmäisen miljardin vuoden aikana.
Raja, kuinka kauas menneisyyteen voimme nähdä, asetetaan Hubble-avaruusteleskoopin kyvyillä. Ensimmäisten galaksien valo on siirtynyt toistaiseksi infrapunaan avaruuden laajentuessa, jota Hubble ei näe. Tämä kaikki muuttuu vuonna 2018, kun Hubblen seuraaja, James Webbin avaruusteleskooppi, käynnistyy vuonna 2018. Suuremmalla peilillä ja herkemmillä kameroilla, jotka näkevät edelleen infrapunayhteyteen, Webb antaa meille mahdollisuuden vertaa entistä kauemmas menneisyyteen ja näytä jopa himmeämpiä galakseja. Osoittamalla Webb galaksiklusterille ja käyttämällä painovoimaobjektiivia etujemme mukaan, voimme siirtää näitä rajoja edelleen.
Vain muutamassa vuodessa saatamme hyvinkin tarkastella ensimmäisiä galakseja, jotka koskaan ovat muodostuneet.
