Сто лет назад Альберт Эйнштейн представил принципиально новый способ мышления о силе гравитации. Его общая теория относительности утверждает, что пространство - это не пустая арена, на которой разворачиваются события вселенной, а активный участник этих событий.
Согласно общей теории относительности, все, что имеет массу - звезда, планета, выдра - искажает пространство вокруг него, заставляя его изгибаться. Материя изгибает пространство, и эта кривизна говорит другому о том, как двигаться. Мы, люди, плохо подготовлены к тому, чтобы представить искривленное трехмерное пространство, так что вот двумерная аналогия: если тяжелый шар положить на батут, поверхность батута изгибается. Если вы затем катите шарики по поверхности батута, их пути будут изогнуты. Это несовершенная аналогия, но она передает общую идею. Именно из-за этого принципа Земля следует изогнутым путем вокруг Солнца, а Луна - изогнутым путем вокруг Земли.
Ключевой особенностью общей теории относительности является то, что искривление пространства влияет на путь света, а также материи. Этот эффект известен как «гравитационное линзирование». Оказывается, это отличается от того, как свет ведет себя при ньютоновской гравитации, поэтому немедленное использование гравитационного линзирования заключается в проверке реальности общей относительности. Он также оказывается чрезвычайно полезным для изучения самых отдаленных уголков Вселенной, поскольку вызывает увеличение изображений далеких галактик.
Как работает гравитационное линзирование? Если свет, идущий к нам от какой-то далекой звезды, проходит мимо другого массивного объекта, скажем, другой звезды или галактики, этот свет отклоняется, и его путь изменяется. Когда этот свет достигает Земли, он, кажется, идет с другого направления, чем его первоначальный путь. Мы видим, что звезда находится в другом положении на небе, чем то, где она на самом деле расположена. Это кажущееся движение фоновой звезды в два раза больше, чем вы видели бы в ньютоновской гравитации; следовательно, это обеспечивает простой способ проверить теорию Эйнштейна.
Чтобы измерить, насколько сильно сместилось изображение звезды, вы должны иметь возможность наблюдать его как до, так и после того, как ее свет отклоняется прошедшей массой. У нас обычно нет возможности отойти достаточно далеко от Земли, чтобы увидеть далекие звезды под двумя разными углами, но мы можем воспользоваться тем, что движемся вокруг Солнца.
Если мы наблюдаем звезду в противоположной части неба от солнца, мы видим ее «истинное» положение. Через шесть месяцев звезда будет находиться в той же части неба, что и солнце, и тогда мы сможем измерить, насколько свет звезды отклоняется массой солнца. Обычно мы не можем наблюдать за звездами, когда они находятся близко к солнцу, потому что это день, когда солнце встает. Но при определенных обстоятельствах мы можем. Есть одно время, когда солнце встает, но солнечный свет блокируется: полное солнечное затмение.
В мае 1919 года астрономы увидели солнечное затмение, которое было видно из частей Африки и Южной Америки. Чтобы максимизировать шансы на успешное наблюдение затмения, две команды были направлены для его наблюдения: одну в Бразилию и одну во главе с сэром Артуром Эддингтоном на остров Принсипи у побережья Западной Африки. Несмотря на частичную облачность, команда Эддингтона была успешной. Отклонение света, который они измеряли от звезд в скоплении Гиад, идеально соответствовало теории Эйнштейна.
Во время полного солнечного затмения 29 мая 1919 года сэр Артур Эддингтон (справа) подтвердил общую теорию относительности Эйнштейна, рассчитав отклонение звездного света рядом с солнцем. (AKG) Это открытие было важным. «ОСВЕЩАЕТ ВСЕ, ЧТОБЫ УЗНАТЬ В НЕБЕСАХ. ТРИУМФЫ ТЕОРИИ EINSTEIN», - заявил New York Times. (Он добавил: «Люди науки более или менее обеспокоены результатами наблюдений за затмением».) Подтверждение предоставило момент единства в мире, раздираемом войной; как отметил физик Дж.П. МакЭвой в своей книге « Затмение » 1999 года, «новая теория вселенной, детище немецкого еврея, работающего в Берлине, была подтверждена английским квакером на небольшом африканском острове».
Лишь в 1936 году швейцарский астроном по имени Фриц Цвикки осознал потенциал гравитационного линзирования как инструмента для изучения Вселенной за пределами нашего звездного соседства. При расчете масс скоплений галактик, известных в то время как внегалактические туманности, Цвикки отметил, что существует вероятность того, что более отдаленные галактики, расположенные за ними, будут отклонять свой свет при прохождении этих скоплений. В 1937 году он писал, что этот эффект «позволил бы нам видеть туманности на расстояниях, превышающих те, которые обычно достигаются даже самыми большими телескопами».
Ключом к этой концепции является особенность гравитационного линзирования, которая делает его невероятно полезным: свет, который в противном случае был бы направлен от нас, направлен в нашем направлении, что означает, что мы видим больше света от линзовых источников, чем обычно. Другими словами, отдаленные галактики, которые лежат позади массивных объектов, увеличиваются. А поскольку скопления галактик являются самыми массивными структурами во вселенной, они являются лучшими увеличительными стеклами, которые может предложить природа.
В течение почти 50 лет предложению Цвикки уделялось мало внимания. В конце концов, потенциальные линзы были слишком слабыми, чтобы их можно было увидеть. Это изменилось в 1980-х годах, когда разработка первых цифровых устройств визуализации заменила фотопластинки и резко повысила чувствительность телескопов к слабым источникам.
В 1986 году в скоплении галактик Abell 370 была обнаружена потрясающая протяженная дуга. Длинная красная дуга на этом изображении оказалась вдвое дальше, чем само скопление: это фоновая галактика - спираль, очень похожая на Млечный путь - чей свет был искажен массой скопления, растягивая его в эту огромную дугу. Десять лет спустя другая линзовая галактика побила рекорд самого дальнего из известных объектов, впервые с 1960-х годов, когда регулярная галактика, а не квазар, самый яркий объект во вселенной, держала этот рекорд.
Это изображение космического телескопа Хаббла с большой выдержкой массивного скопления галактик Abell 2744 (на переднем плане) является самым глубоким из когда-либо сделанных из всех скоплений галактик. (NASA / ESA) В 2009 году запуск космического телескопа им. Хаббла (HST) позволил получить самые чувствительные изображения, когда-либо полученные из далекой вселенной, а в его заключительную миссию по обслуживанию добавилась новая чрезвычайно чувствительная ближняя инфракрасная камера. В настоящее время с Hubble реализуется новая программа, которая обещает расширить границы нашего взгляда во вселенную: программа Hubble Frontier Fields.
Идея этой программы состоит в том, чтобы сделать невероятно глубокие наблюдения, которые выявят самые слабые, самые отдаленные галактики, но стратегически нацеленные на скопления галактик, чтобы извлечь выгоду из усиливающего эффекта гравитационного линзирования. Программа охватит шесть массивных скоплений галактик, пять из которых уже завершены. Джен Лотц, ведущий ученый проекта Frontier Fields, описала его как «самый глубокий взгляд на вселенную, который когда-либо был сделан».
«Frontier Fields - это эксперимент», - говорит Мэтт Маунтин, президент Ассоциации университетов по исследованию астрономии (AURA) и бывший директор Научного института космического телескопа, который управляет Hubble. Основной вопрос эксперимента: «Можем ли мы использовать изысканное качество изображения Хаббла и теорию общей теории относительности Эйнштейна для поиска первых галактик?»
Предварительный анализ первых пограничных полей уже начал давать глубокое понимание ранней вселенной. Далеко за первым скоплением, Абелем 2744, мы обнаружили увеличенные изображения группы галактик в ранней вселенной - всего через несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва, которые могут находиться в процессе формирования своего скопления.
Тщательное изучение изображений Frontier Fields выявляет галактики, увеличенные в 50 или более раз гравитационным линзированием. Это одни из самых слабых галактик, которые когда-либо видели в ранней вселенной. Самым маленьким из них станет что-то вроде карлика Форнакс, крошечной галактики, которая вращается вокруг Млечного Пути и составляет около одной тысячной своей массы. Хотя по меркам галактики это крошечно, мы узнаем из пограничных полей, что в ранней вселенной было огромное количество маленьких галактик. На самом деле, так много, что вместе они могли быть ответственны за большую часть энергии в течение первого миллиарда лет существования Вселенной.
Предел того, как далеко мы можем видеть в прошлом, определяется возможностями космического телескопа Хаббла. Из-за расширения пространства самые первые галактики сместили свой свет в инфракрасный свет так, что Хаббл их не видит. Все это изменится в 2018 году, когда преемник Хаббла, космический телескоп Джеймса Вебба, запустит в 2018 году. С большим зеркалом и более чувствительными камерами, которые могут видеть дальше в инфракрасном диапазоне, Вебб позволит нам заглянуть еще дальше в прошлое, и просматривать даже более слабые галактики. Направив Уэбба на скопления галактик и используя гравитационное линзирование в наших интересах, мы можем еще больше расширить эти пределы.
Всего через несколько лет мы можем увидеть самые первые из созданных галактик.
