באור נראה רגיל, אשכול הגלקסיות הזה לא נראה כמו הרבה. ישנם אשכולות גדולים יותר עם גלקסיות גדולות ודרמטיות יותר למראה. אבל יש לדימוי הזה יותר מאשר גלקסיות, אפילו באור נראה. כוח הכבידה מהאשכול מגדיל ומעוות את האור העוברים לידו, ומיפוי שעיוות מגלה משהו בחומר שנסתר מאיתנו: חומר אפל.
אוסף הגלקסיות הזה נקרא במפורסם "אשכול הכדורים", והחומר האפל שבתוכו התגלה בשיטה המכונה "עדשת כבידה חלשה". על ידי מעקב אחר עיוותים באור כשהוא עובר דרך האשכול, אסטרונומים יכולים ליצור מעין טופוגרפי. מפת המסה באשכול, שם "הגבעות" הן מקומות של כוח משיכה חזק ו"עמקים "הם מקומות של כוח משיכה חלש. הסיבה לכך שחומר אפל - החומר המסתורי המרכיב את מרבית המסה ביקום - קשה כל כך ללמוד הוא משום שהוא אינו פולט או סופג אור. אבל יש לזה כוח משיכה, וכך הוא מופיע במפה טופוגרפית מסוג זה.
אשכול הכדורים הוא אחד המקומות הטובים ביותר לראות את ההשפעות של חומר אפל, אך זהו רק אובייקט אחד. חלק גדול מהעוצמה האמיתית של עדשות כבידה חלשות כוללת התבוננות באלפי או מיליוני גלקסיות המכסות טלאים גדולים של השמים.
לשם כך אנו זקוקים לטלסקופים גדולים המסוגלים למפות את הקוסמוס בפירוט. אחד מאלה הוא טלסקופ הסקר הסינופטי הגדול (LSST) הנמצא בבנייה בצ'ילה, וצריך להתחיל לפעול בשנת 2022 ולהתרחש עד 2032. זהו פרויקט שאפתני שייצור בסופו של דבר מפה טופוגרפית של היקום.
"[LSST] עומדת להתבונן בערך במחצית השמיים במהלך תקופה של עשר שנים", אומר סגן מנהל LSST, בת ווילמן. למצפה הכוכבים "מגוון רחב של מטרות מדעיות, החל מאנרגיה אפלה והעדשת חלשות [לכבידה], ללימוד מערכת השמש, לחקר שביל החלב, לחקר כיצד שמי הלילה משתנים עם הזמן."
עיבוד האמן לטלסקופ הסקר הסינופטי הגדול, שנמצא כעת בבנייה בצ'ילה (מייקל מולן דיזיין, חברת LSST) כדי ללמוד את מבנה היקום, אסטרונומים מנצלים שתי אסטרטגיות בסיסיות: להעמיק ולהרחיב. טלסקופ החלל האבל, למשל, טוב בהעמקה: העיצוב שלו מאפשר לו לחפש כמה מהגלקסיות הקלשות ביותר בקוסמוס. LSST, לעומת זאת, תעבור לרווחה.
"גודל הטלסקופ עצמו אינו מדהים", אומר וילמן. LSST יהיה בקוטר 27 רגל, מה שמציב אותו בטווח האמצעי של הטלסקופים הקיימים. "החלק הייחודי במכשור של LSST הוא שדה הראיה של המצלמה [שהיא] שתונח עליה, שהיא בערך פי 40 מגודל הירח המלא." לעומת זאת, טלסקופ רגיל בגודל זהה לזה של LSST צפו בכתום בשמים פחות מרבע מגודל הירח.
במילים אחרות, LSST תשלב את סוג התמונות הגדולות של השמיים שתקבל באמצעות מצלמה דיגיטלית רגילה, עם עומק הראיה שמספק טלסקופ גדול. השילוב יהיה עוצר נשימה, והכל בזכות העיצוב הייחודי של הטלסקופ.
LSST תעסיק שלוש מראות גדולות, כאשר רוב הטלסקופים הגדולים האחרים משתמשים בשני מראות. (אי אפשר לייצר עדשות גדולות כמו שצריך אסטרונומים, ולכן רוב המצפים משתמשים במראות שאפשר לבנות מבחינה טכנית בכל גודל.) המראות הללו נועדו למקד כמה שיותר אור על המצלמה, שתהיה 63 אינץ 'עצום. לרוחב, עם 3.2 מיליארד פיקסלים.
ווילמן אומר, "ברגע שהוא יוקם ויוצב לשמיים, זו תהיה המצלמה הגדולה ביותר שמשמשת לתצפיות אופטיות אסטרונומיות."
בעוד שמצלמות רגילות נועדו ליצור מחדש את הצבעים ורמות האור שיכולים להיתפס בעין האנושית, המצלמה של LSST "תראה" חמישה צבעים. חלק מהצבעים האלה חופפים את אלה שנראים על ידי תאי הרשתית בעינינו, אך הם כוללים גם אור בחלק האינפרא אדום והאולטרה סגול של הספקטרום.
אחרי המפץ הגדול, היקום היה בלגן חם - של חלקיקים. עד מהרה, אותו רפרוף התקרר והתרחב עד לנקודה בה החלקיקים יכלו להתחיל למשוך זה את זה, להיצמד זה לזה ליצירת הכוכבים והגלקסיות הראשונות ויוצרים רשת קוסמית ענקית. הצמתים שלהם צמחו לאשכולות גלקסיות גדולות, המקושרות על ידי חוטים דקים וארוכים ומופרדים על ידי חללים ריקים ברובם. לפחות זה הניחוש הטוב ביותר שלנו, על פי הדמיות ממוחשבות שמראות איך חומר אפל צריך להתגבש יחד תחת משיכת הכובד.
עדשות כבידה חלשות מתברר כדרך ממש טובה לבדוק את ההדמיות הללו. אלברט איינשטיין הראה במתמטיקה כי כוח הכבידה משפיע על דרך האור, שולף אותו מעט מתנועת הקו הישר שלו. בשנת 1919, האסטרונום הבריטי ארתור אדינגטון ועמיתיו מדדו בהצלחה את האפקט הזה, במה שהיה הניצחון העיקרי הראשון בתורת היחסות הכללית של איינשטיין.
כמות האור מתכופפת תלויה בעוצמת שדה הכבידה שהוא נתקל בו, אשר נשלטת על ידי המסה, גודל וצורת המקור. במונחים קוסמיים, השמש קטנה ונמוכה במסה, ולכן היא דוחפת אור בכמות קטנה בלבד. אך לגלקסיות יש מיליארדים ומיליארדי כוכבים, ואשכולות גלקסיות כמו אשכול הכדורים מורכבות ממאות או אלפי גלקסיות, יחד עם שפע של פלזמה חמה וחומר כהה נוסף המחזיק את כולם יחד וההשפעה המצטברת על האור יכולה להיות משמעותית למדי. (עובדה מהנה: איינשטיין לא חשב שהעדשה למעשה תועיל, מכיוון שהוא רק חשב על זה במונחים של כוכבים, ולא על גלקסיות.)
מפת חומר אפל, שנוצרה על ידי אסטרונומים יפנים המשתמשים בעדשות חלשות (Satoshi Miyazaki, et al.) עדשות כבידה חזקות מיוצרות על ידי חפצים מסיביים מאוד התופסים מעט מקום יחסית; אובייקט עם אותה מסה אך פרוס על נפח גדול יותר ימשיך להסיט את האור, אך לא בצורה דרמטית. זוהי עדשה חלשה בכבידה - בדרך כלל נקראת "עדשות חלשות" - במהותה.
בכל כיוון שאתה מסתכל ביקום, אתה רואה הרבה גלקסיות. הגלקסיות המרוחקות ביותר עשויות להיות קלושות מכדי לראות, אך אנו עדיין רואים שחלק מהאור שלהן מסתנן דרך אור רקע. כאשר האור הזה מגיע לגלקסיה או אשכול גלקסיה קרוב יותר לכדור הארץ, עדשות חלשות יהפכו את האור מעט בהיר יותר. זו השפעה קטנה (זו הסיבה שאנחנו אומרים "חלש", אחרי הכל), אבל אסטרונומים יכולים להשתמש בה כדי למפות את המסה ביקום.
100 מיליארד הגלקסיות בערך ביקום הניתן לצפייה מספקות הרבה הזדמנויות לעדשות חלשות, וכאן נכנסות מצפה כוכבים כמו LSST. בניגוד לרוב המצפים האחרים, LSST תסקור טלאים גדולים של השמים בתבנית מוגדרת, במקום לתת לאדם האסטרונומים מכתיבים לאן מצביע הטלסקופ. בדרך זו הוא דומה לסקר Sloan Digital Sky Survey (SDSS), מצפה הכוכבים החלוצי שהיה לטובת אסטרונומים כמעט 20 שנה.
מטרה עיקרית של פרויקטים כמו SDSS ו- LSST היא מפקד האוכלוסייה הגלקטית. כמה גלקסיות יש שם, וכמה הן מסיביות? האם הם מפוזרים באופן אקראי על פני השמיים, או שהם נופלים לתבניות? האם החללים הנראים לכאורה אמיתיים - כלומר מקומות עם מעט מאוד גלקסיות או ללא גלקסיות בכלל?
מספר הגלקסיות והתפלגותן נותן מידע על התעלומות הקוסמיות הגדולות ביותר. לדוגמה, אותן הדמיות מחשב המתארות את האינטרנט הקוסמי אומרות לנו שעלינו לראות גלקסיות קטנות יותר מלהופיע בטלסקופים שלנו, והעדשות חלשות יכולות לעזור לנו למצוא אותן.
בנוסף, מיפוי גלקסיות הוא מדריך אחד לאנרגיה אפלה, השם שאנחנו נותנים להתרחבותו המואצת של היקום. אם אנרגיה אפלה הייתה קבועה כל הזמן, או אם יש לה חוזקות שונות במקומות ובזמנים שונים, הרשת הקוסמית צריכה לשקף זאת. במילים אחרות, המפה הטופוגרפית של עדשות חלשות עשויה לעזור לנו לענות על אחת השאלות הגדולות מכולן: מהי רק אנרגיה אפלה?
לבסוף, עדשות חלשות יכולות לעזור לנו עם החלקיקים בעלי המסה הנמוכה ביותר שאנו מכירים: נייטרינו. החלקיקים הנעים במהירות אינם מסתובבים בגלקסיות בעת היווצרותם, אלא הם סוחבים אנרגיה ומסה תוך כדי תנועה. אם הם גוזלים יותר מדי, הגלקסיות לא גדלות כל כך גדולות, כך שסקרי עדשות חלשים עשויים לעזור לנו להבין כמה נייטרינו המוני יש.
בדומה ל- SDSS, LSST תשחרר את הנתונים שלה לאסטרונומים ללא קשר לשאלה אם הם חברים בשיתוף פעולה, מה שיאפשר לכל מדען מעוניין להשתמש בהם במחקר שלהם.
"הפעלת הטלסקופ במצב סקר, ואז העברת מוצרי נתונים מכוילים נרחבים ברמה גבוהה לכל הקהילה המדעית, באמת ישתלבו כדי להפוך את LSST למתקן היצרני ביותר בתולדות האסטרונומיה, " אומר וילמן. "לשם כך אני מכוון."
כוחה של האסטרונומיה משתמש ברעיונות מעניינים - אפילו כאלה שחשבנו שפעם לא היו מועילים - בדרכים בלתי צפויות. עדשות חלשות נותנות לנו דרך עקיפה לראות דברים בלתי נראים או זעירים מאוד. עבור משהו שנקרא "חלש", עדשות חלשות הוא בעל ברית חזק במסע שלנו להבין את היקום.
