通常の可視光では、この銀河団はあまり見えません。 より大きくて劇的な外観の銀河を含むより大きなクラスターがあります。 しかし、可視光であっても、この画像には銀河以上のものがあります。 クラスターからの重力は、その近くを通過する光を拡大して歪ませ、その歪みをマッピングすると、通常私たちから隠されている物質についての何か、暗黒物質が明らかになります。
この銀河の集合体は「弾丸クラスター」と呼ばれ、その内部の暗黒物質は「弱い重力レンズ効果」と呼ばれる方法で検出されました。クラスターを通過する光の歪みを追跡することで、天文学者は一種の地形を作成できます「丘」は重力の強い場所であり、「谷」は重力の弱い場所です。 宇宙の大部分の大部分を構成する神秘的な物質であるダークマターが研究するのが非常に難しい理由は、それが光を放出または吸収しないからです。 しかし、重力があるため、この種の地形図に表示されます。
Bullet Clusterは、暗黒物質の効果を見るのに最適な場所の1つですが、1つのオブジェクトにすぎません。 弱い重力レンズの実際の力の多くは、空の大きな部分を覆っている数千または数百万の銀河を見ることに関係しています。
そのためには、宇宙を詳細にマッピングできる大きな望遠鏡が必要です。 これらの1つは、チリで建設中で、2022年に運用を開始し、2032年まで実行される大規模なSynoptic Survey Telescope（LSST）です。これは、最終的に宇宙の地形図を作成する野心的なプロジェクトです。
「[LSST]は10年間でほぼ半分の空を観測します」とLSSTの副ディレクターであるベス・ウィルマンは言います。 この天文台には、「ダークエネルギーと弱い[重力]レンズ効果から、太陽系の研究、天の川の研究、夜空が時間とともにどのように変化するかを研究するまで、幅広い科学目標があります。」
チリで現在建設中のラージシノプティックサーベイテレスコープのアーティストによるレンダリング（Michael Mullen Design、LSST Corporation） 宇宙の構造を研究するために、天文学者は2つの基本的な戦略を採用しています：深く行くことと広く行くことです。 たとえば、ハッブル宇宙望遠鏡は深く行くのが得意です。その設計により、宇宙で最も弱い銀河のいくつかを探すことができます。 一方、LSSTは広くなります。
「望遠鏡自体のサイズは目立っていません」とウィルマンは言います。 LSSTの直径は27フィートで、これにより既存の望遠鏡の中間の範囲に収まります。 「LSSTの計装のユニークな部分は、設置されるカメラの視野です。これは、満月のサイズの約40倍です。」対照的に、LSSTと同じサイズの通常の望遠鏡月のサイズの4分の1未満の空のパッチを表示します。
言い換えると、LSSTは、通常のデジタルカメラを使用して得られる空の一種の大きな画像と、大きな望遠鏡によって提供される視界を組み合わせます。 組み合わせは息をのむようになり、それはすべて望遠鏡のユニークなデザインによるものです。
LSSTは3つの大きなミラーを使用しますが、他のほとんどの大型望遠鏡は2つのミラーを使用します。 （天文学者が必要とするほどレンズを大きくすることは不可能であるため、ほとんどの観測所はミラーを使用しています。ミラーは技術的に任意のサイズに構築できます。）これらのミラーは可能な限り多くの光をカメラに集光するように設計されており、なんと63インチになります全体で32億ピクセルです。
ウィルマンは、「一度組み立てられて空に展開されると、天体の光学観測に使用される最大のカメラになるでしょう」と言います。
通常のカメラは人間の目で知覚できる色と光レベルを再現するように設計されていますが、LSSTのカメラは5色を「見る」でしょう。 これらの色の一部は、目の網膜細胞で見られる色と重なりますが、スペクトルの赤外線と紫外線部分の光も含まれます。
ビッグバンの後、宇宙は粒子の熱い混乱でした。 すぐに、その泥沼は冷却されて、粒子が互いに引き付け合い、最初の星と銀河を形成し、巨大な宇宙の網を形成できる点まで膨張しました。 その接合部は大きな銀河クラスターに成長し、長く細いフィラメントで連結され、ほとんど空の空隙で分離されました。 暗黒物質が重力のもとでどのように凝集するかを示すコンピューターシミュレーションによると、少なくともこれが最良の推測です。
弱い重力レンズ効果は、これらのシミュレーションをテストするための本当に良い方法であることがわかりました。 アルバートアインシュタインは、重力が光の経路に影響を与え、直線運動からわずかに引き離すことを数学的に示しました。 1919年、英国の天文学者アーサー・エディントンと彼の同僚は、アインシュタインの一般相対性理論の最初の大きな勝利であるこの効果の測定に成功しました。
光が曲がる量は、発生する重力場の強度に依存します。これは、光源の質量、サイズ、および形状によって決まります。 宇宙の用語では、太陽は小さくて質量が小さいため、わずかな量だけ光を微調整します。 しかし、銀河には数十億の星があり、バレットクラスターのような銀河団は、数百または数千の銀河と、それらを一緒に保持する大量の高温プラズマと余分な暗黒物質で構成されており、光への累積的な影響は非常に重要です。 （面白い事実：アインシュタインは、銀河ではなく星の観点からしか考えていなかったため、レンズは実際には有用だとは考えていませんでした。）
弱いレンズを使用して日本の天文学者によって作成された暗黒物質マップ（Satoshi Miyazaki、et al。） 強い重力レンズ効果は、比較的小さなスペースを占める非常に大きな物体によって生成されます。 同じ質量を持つが、より大きなボリュームに広がっているオブジェクトは、光を偏向しますが、それほど劇的ではありません。 それは本質的に弱い重力レンズ効果であり、通常は単に「弱いレンズ効果」と呼ばれます。
宇宙のあらゆる方向に、たくさんの銀河が見えます。 最も遠方の銀河は見えないかもしれませんが、それらの光の一部は背景光としてフィルターを通っています。 その光が地球に向かう途中のより近い銀河または銀河団に到達すると、弱いレンズ作用がその光を少し明るくします。 これは小さな効果です（だからこそ「弱い」と言います）が、天文学者はそれを使って宇宙の質量をマッピングできます。
観測可能な宇宙にある1000億ほどの銀河は、弱いレンズ作用の機会を多く提供します。LSSTのような観測所は、他のほとんどの観測所とは異なり、個々の天体を設定するのではなく、一定のパターンで空の大きなパッチを調査します天文学者は望遠鏡が指す場所を指示します。 このように、それはスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）に似ています。SDSSは、20年近く天文学者に恩恵をもたらしてきた先駆的な天文台です。
SDSSやLSSTなどのプロジェクトの主な目標は、銀河系人口の調査です。 そこにはいくつの銀河があり、どれくらいの大きさですか？ それらは空にランダムに散らばっていますか、それともパターンに陥っていますか？ 明らかな空隙、つまり銀河がほとんどまたはまったくない場所は本当ですか？
銀河の数と分布は、最大の宇宙ミステリーに関する情報を提供します。 たとえば、宇宙のウェブを説明する同じコンピューターシミュレーションは、望遠鏡に現れるよりも小さな銀河を見るべきであり、弱いレンズはそれらを見つけるのに役立つことを示しています。
さらに、銀河のマッピングは暗黒エネルギーへのガイドの1つであり、これは宇宙の膨張を加速することを意味します。 暗黒エネルギーが常に一定である場合、または場所や時間によって強度が異なる場合、宇宙のウェブはそれを反映するはずです。 言い換えれば、弱いレンズの地形図は、すべての最大の質問の1つに答えるのに役立つ可能性があります：ダークエネルギーとは何ですか？
最後に、弱いレンズ効果は、私たちが知っている最も低い質量の粒子であるニュートリノに役立ちます。 これらの高速で移動する粒子は、形成時に銀河内に付着することはありませんが、エネルギーと質量を運び去ります。 それらを取り去りすぎると、銀河はそれほど大きくならないので、弱いレンズ調査は、私たちがどれくらいの質量ニュートリノを持っているかを知るのを助けることができます。
SDSSと同様に、LSSTは、コラボレーションのメンバーであるかどうかに関係なく、天文学者にデータを公開し、関心のある科学者が研究で使用できるようにします。
「望遠鏡をサーベイモードで実行し、それらの広範な高レベルキャリブレーションデータ製品を科学コミュニティ全体に公開することは、LSSTを天文学の歴史の中で最も生産的な施設にするために本当に組み合わされるでしょう」とウィルマンは言います。 「とにかくそれが私が目指していることです。」
天文学の力は、興味深いアイデアを-かつては役に立たないと思っていたものでさえ-予想外の方法で使用しています。 弱いレンズは、目に見えない、または非常に小さなものを間接的に見る方法を提供します。 「弱い」と呼ばれるものにとって、弱いレンズは宇宙を理解しようとする私たちの探求の強力な同盟者です。
