100年前、アルバートアインシュタインは、重力の根本的な新しい考え方を導入しました。 彼の相対性理論は、宇宙は宇宙の出来事が演じる空の領域ではなく、それらの出来事への積極的な参加者であると仮定した。
一般相対性理論によると、質量を持つものは何でも-星、惑星、カワウソ-が周囲の空間をゆがめ、曲がります。 物質は空間を曲がり、その曲率は他の物質の動き方を示します。 私たち人間は、曲がった3次元空間を想像するのに十分な準備ができていないので、2次元の例えです。重いボールがトランポリンの上に置かれると、トランポリンの表面が曲がります。 その後、トランポリンの表面を横切ってビー玉を転がすと、そのパスは湾曲します。 それは不完全なアナロジーですが、一般的なアイデアを伝えます。 この原理は、地球が太陽の周りの曲がった道をたどり、月が地球の周りの曲がった道をたどる理由です。
一般相対性理論の重要な特徴は、空間の湾曲が物質だけでなく光の経路にも影響することです。 この効果は「重力レンズ効果」として知られています。これは、ニュートン重力下での光の振る舞いとは異なるため、重力レンズ効果の即時使用は、一般相対論が本物かどうかをテストすることです。 また、遠方の銀河の画像が拡大されるため、宇宙の最も遠い角を研究するのに非常に有用であることが判明しました。
重力レンズはどのように機能しますか？ 遠くの星から私たちに向かって進む光が別の巨大な物体、たとえば別の星や銀河を通過すると、その光は偏向され、その経路が変更されます。 その光が地球に到達すると、元の経路とは異なる方向から来ているように見えます。 星は、実際の位置とは異なる空の位置にあると見なされます。 背景の星のこの見かけの動きは、ニュートン重力で見られるもののちょうど2倍です。 したがって、アインシュタインの理論をテストする簡単な方法を提供します。
ただし、星の画像がどれだけ動いたかを測定するには、介在する質量によって光が偏向される前と後の両方で星を観察できる必要があります。 通常、地球から遠く離れて2つの異なる角度から遠方の星を見るオプションはありませんが、太陽の周りを移動しているという事実を利用できます。
太陽と空の反対側にある星を観察すると、その「真の」位置がわかります。 6か月後、星は空の太陽と同じ部分にあり、太陽の質量によって星の光がどれだけ偏向されるかを測定できます。 太陽が太陽に近づいているときは昼間であるため、太陽に近い星は通常観測できません。 しかし、特定の状況下では、できます。 太陽が昇るのは一度だけですが、日光は遮られます：皆既日食。
1919年5月、天文学者はアフリカと南アメリカの両方の部分から見える日食を垣間見ました。 食をうまく観測できる可能性を最大限にするために、2つのチームがそれを観察するために派遣されました。1つはブラジルに、もう1つはアーサー・エディントンirが率い、西アフリカ沖のプリンシペ島に向かいました。 部分的な雲の覆いにもかかわらず、エディントンのチームは成功しました。 彼らがヒアデス星団の星から測定した光の偏向は、アインシュタインの理論と完全に一致しました。
1919年5月29日の皆既日食の間に、アーサー・エディントンright（右）は、アインシュタインの一般相対性理論を確認し、太陽の隣の星の光の偏向を計算しました。 （AKG） この発見は重要でした。 「ヘビーのすべての質問を明かす。EINSTEINTHEORY TRIUMPHS」とニューヨーク・タイムズは宣言した。 （「科学の男は多かれ少なかれ、エクリプス観測の結果よりもアゴグを上回っています。」） 物理学者のJP McEvoyが1999年に出版したEclipseで述べているように、「ベルリンで働くドイツ系ユダヤ人の発案である宇宙の新しい理論は、小さなアフリカの島の英国のクエーカーによって確認されました。」
1936年になって、フリッツ・ツウィッキーというスイスの天文学者が、私たちの恒星近傍を超えて宇宙を研究するためのツールとして重力レンズの可能性を認識しました。 当時銀河外星雲として知られていた銀河団の質量を計算するとき、ズウィッキーは、それらの背後にあるより遠くの銀河がこれらの星団を通過するときに光が偏向される可能性が高いと指摘しました。 1937年に、彼はこの効果により、「最大の望遠鏡でさえ通常到達する距離よりも長い距離で星雲を見ることができるようになる」と書いています。
この概念の鍵は、重力レンズの特徴であり、信じられないほど便利です。そうでなければ、私たちから離れた方向に向けられる光は、私たちの方向に向けられます。 言い換えれば、たまたま巨大な物体の背後にある遠方の銀河が拡大されます。 また、銀河団は宇宙で最も大規模な構造であるため、自然が提供する最高の拡大鏡です。
ほぼ50年間、Zwickyの提案はほとんど注目されませんでした。 レンズ付きの可能性のある銀河は、結局のところ、見ることができないほどはるかに弱かった。 それは1980年代に変わり、最初のデジタルイメージングデバイスの開発が写真プレートに取って代わり、望遠鏡の微弱な光源に対する感度が劇的に向上しました。
1986年、銀河団Abell 370で劇的な拡張弧が発見されました。この画像の長い赤い弧は、星団自体の2倍離れていることが判明しました。これは背景銀河であり、天の川のような渦巻きです。その光はクラスターの質量によって歪められ、この巨大な弧に引き伸ばされます。 10年後、別のレンズ付き銀河が最も遠い天体の記録を破りました。1960年代以来、宇宙で最も明るい天体であるクエーサーではなく、通常の銀河がその記録を保持していました。
この長時間露光されたハッブル宇宙望遠鏡の巨大銀河団Abell 2744（前景）の画像は、銀河団の中で最も深いものです。 （NASA / ESA） 2009年、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の打ち上げにより、これまでに得られた最も遠い宇宙の最も高感度な画像が提供され、その最後のサービスミッションにより、新しい非常に高感度の近赤外線カメラが追加されました。 ハッブルで現在進行中の新しいプログラムは、私たちの視線の限界を宇宙にさらに押し広げることを約束するもので、ハッブルフロンティアフィールドプログラムです。
このプログラムの背後にある考え方は、最も遠く、最も遠い銀河を明らかにする非常に深い観測を行うことですが、重力レンズの拡大効果から利益を得るために戦略的に銀河のクラスターを目指しました。 このプログラムは、合計6つの巨大な銀河団をカバーし、そのうち5つは現在までに完成しています。 フロンティアフィールズプロジェクトの主任科学者、ジェンロッツは、「これまでにとられた宇宙の最も深い視野」と説明しました。
「フロンティアフィールドは実験です」と、ハッブルを運営する宇宙望遠鏡科学研究所の元ディレクターであり、天文学研究協会（AURA）の会長であるマットマウンテンは言います。 実験の核心的な質問：「ハッブルの絶妙な画像品質とアインシュタインの一般相対性理論を使用して、最初の銀河を検索できますか？」
最初のフロンティアフィールドの予備分析では、初期の宇宙に対する豊富な洞察が得られ始めています。 最初のクラスターであるエイベル2744のはるか後ろで、ビッグバンからわずか数億年後の初期宇宙にある銀河のグループの拡大画像を発見しました。これは独自のクラスターを形成している可能性があります。
フロンティアフィールドの画像を注意深く調べると、重力レンズ効果によって銀河が50倍以上に拡大していることがわかります。 これらは、初期の宇宙で見られた微弱な銀河の一部です。 これらの最小のものは、天の川を周回し、その質量の約1000分の1である小さな銀河、フォーナックスna星のようなものになります。 それは銀河の基準ではごくわずかですが、私たちはフロンティアフィールドから、初期の宇宙には膨大な数の小さな銀河があることを学んでいます。 実際、非常に多くの人が一緒になって、宇宙の最初の10億年のエネルギーの大部分を担っていたかもしれません。
私たちが見ることができる過去までの限界は、ハッブル宇宙望遠鏡の機能によって設定されます。 非常に最初の銀河は、ハッブルが見ることができない空間の拡大により、光をこれまでのところ赤外線にシフトさせています。 ハッブルの後継であるジェームズウェブ宇宙望遠鏡が2018年に発売されると、これはすべて2018年に変わります。より大きな鏡と赤外線をさらに見ることができるより敏感なカメラにより、ウェブは過去をさらに覗き見ることができます。さらに暗い銀河を表示します。 Webbを銀河団に向け、重力レンズを使用することにより、これらの限界をさらに高めることができます。
ほんの数年のうちに、私たちはこれまでに形成された最初の銀河をよく見ているかもしれません。
