En luz visible ordinaria, este grupo de galaxias no se parece mucho. Hay cúmulos más grandes con galaxias más grandes y de aspecto más dramático. Pero hay más en esta imagen que las galaxias, incluso en luz visible. La gravedad del cúmulo aumenta y distorsiona la luz que pasa cerca de él, y el mapeo de esa distorsión revela algo sobre una sustancia que normalmente se nos oculta: la materia oscura.
Esta colección de galaxias se conoce como el "Cúmulo de balas", y la materia oscura en su interior se detectó mediante un método llamado "lente gravitacional débil". Al rastrear las distorsiones en la luz a medida que pasa a través del cúmulo, los astrónomos pueden crear una especie de topografía mapa de la masa en el grupo, donde las "colinas" son lugares de gravedad fuerte y los "valles" son lugares de gravedad débil. La razón por la cual la materia oscura, la misteriosa sustancia que constituye la mayor parte de la masa en el universo, es tan difícil de estudiar es porque no emite ni absorbe luz. Pero sí tiene gravedad y, por lo tanto, aparece en un mapa topográfico de este tipo.
Bullet Cluster es uno de los mejores lugares para ver los efectos de la materia oscura, pero es solo un objeto. Gran parte del poder real de las lentes gravitacionales débiles implica mirar miles o millones de galaxias que cubren grandes parches del cielo.
Para hacer eso, necesitamos grandes telescopios capaces de mapear el cosmos en detalle. Uno de ellos es el Telescopio de Encuesta Sinóptica Grande (LSST), que está en construcción en Chile, y debería comenzar a operar en 2022 y funcionar hasta 2032. Es un proyecto ambicioso que finalmente creará un mapa topográfico del universo.
"[LSST] va a observar aproximadamente la mitad del cielo durante un período de diez años", dice la subdirectora de LSST, Beth Willman. El observatorio tiene "una amplia gama de objetivos científicos, desde energía oscura y lentes débiles [gravitacionales], hasta estudiar el sistema solar, estudiar la Vía Láctea, o estudiar cómo cambia el cielo nocturno con el tiempo".
Representación artística del gran telescopio de prospección sinóptica, actualmente en construcción en Chile (Michael Mullen Design, LSST Corporation) Para estudiar la estructura del universo, los astrónomos emplean dos estrategias básicas: profundizar y ampliar. El telescopio espacial Hubble, por ejemplo, es bueno para profundizar: su diseño le permite buscar algunas de las galaxias más débiles del cosmos. LSST, por otro lado, se ampliará.
"El tamaño del telescopio en sí no es notable", dice Willman. El LSST tendrá 27 pies de diámetro, lo que lo coloca en el rango medio de los telescopios existentes. "La parte única de la instrumentación de LSST es el campo de visión de [su] cámara que se colocará sobre ella, que es aproximadamente 40 veces el tamaño de la luna llena". Por el contrario, un telescopio normal del mismo tamaño que LSST ver un área del cielo de menos de un cuarto del tamaño de la luna.
En otras palabras, LSST combinará el tipo de imagen panorámica del cielo que obtendrías usando una cámara digital normal, con la profundidad de visión proporcionada por un gran telescopio. La combinación será impresionante, y todo se debe al diseño único del telescopio.
LSST empleará tres espejos grandes, donde la mayoría de los otros telescopios grandes usan dos espejos. (Es imposible hacer lentes tan grandes como los astrónomos lo necesitan, por lo que la mayoría de los observatorios usan espejos, que técnicamente se pueden construir a cualquier tamaño). Esos espejos están diseñados para enfocar la mayor cantidad de luz posible en la cámara, que tendrá una enorme extensión de 63 pulgadas. de ancho, con 3.200 millones de píxeles.
Willman dice: "Una vez que se arma y se despliega en el cielo, será la cámara más grande que se use para observaciones astronómicas ópticas".
Mientras que las cámaras normales están diseñadas para recrear los colores y niveles de luz que el ojo humano puede percibir, la cámara de LSST "verá" cinco colores. Algunos de esos colores se superponen a los que ven las células de la retina en nuestros ojos, pero también incluyen luz en la parte infrarroja y ultravioleta del espectro.
Después del Big Bang, el universo era un desastre, de partículas. Pronto, ese atolladero se enfrió y se expandió hasta el punto en que las partículas podrían comenzar a atraerse entre sí, uniéndose para formar las primeras estrellas y galaxias y formando una enorme red cósmica. Las uniones de las cuales se convirtieron en grandes cúmulos de galaxias, unidos por largos filamentos delgados y separados por huecos en su mayoría vacíos. Al menos esa es nuestra mejor suposición, de acuerdo con simulaciones por computadora que muestran cómo la materia oscura debería agruparse bajo la fuerza de la gravedad.
Las lentes gravitacionales débiles resultan ser una muy buena manera de probar estas simulaciones. Albert Einstein demostró matemáticamente que la gravedad afecta el camino de la luz, sacándola ligeramente de su movimiento en línea recta. En 1919, el astrónomo británico Arthur Eddington y sus colegas midieron con éxito este efecto, en lo que fue el primer gran triunfo de la teoría de la relatividad general de Einstein.
La cantidad de curvas de luz depende de la fuerza del campo gravitacional que encuentra, que se rige por la masa, el tamaño y la forma de la fuente. En términos cósmicos, el sol es pequeño y de baja masa, por lo que empuja la luz solo en una pequeña cantidad. Pero las galaxias tienen miles y miles de millones de estrellas, y los cúmulos de galaxias como el Cúmulo Bullet consisten en cientos o miles de galaxias, junto con un montón de plasma caliente y materia oscura adicional que las mantiene juntas y el efecto acumulativo en la luz puede ser bastante significativo. (Dato curioso: Einstein no creía que las lentes fueran realmente útiles, ya que solo pensaba en términos de estrellas, no de galaxias).
Un mapa de materia oscura, creado por astrónomos japoneses utilizando lentes débiles (Satoshi Miyazaki, et al.) La lente gravitacional fuerte es producida por objetos muy masivos que ocupan relativamente poco espacio; un objeto con la misma masa pero extendido sobre un volumen mayor aún desviará la luz, pero no tan dramáticamente. Esa es una lente gravitacional débil, generalmente llamada "lente débil", en esencia.
En cada dirección que miras en el universo, ves muchas galaxias. Las galaxias más distantes pueden ser demasiado débiles para ver, pero todavía vemos que parte de su luz se filtra como luz de fondo. Cuando esa luz alcanza una galaxia más cercana o un cúmulo de galaxias en su camino hacia la Tierra, las lentes débiles harán que esa luz sea un poco más brillante. Este es un efecto pequeño (es por eso que decimos "débil", después de todo), pero los astrónomos pueden usarlo para mapear la masa en el universo.
Los aproximadamente 100 mil millones de galaxias en el universo observable brindan muchas oportunidades para lentes débiles, y ahí es donde entran los observatorios como LSST. A diferencia de la mayoría de los otros observatorios, LSST examinará grandes parches del cielo en un patrón establecido, en lugar de permitir Los astrónomos dictan dónde apunta el telescopio. De esta manera, se parece al Sloan Digital Sky Survey (SDSS), el observatorio pionero que ha sido de gran ayuda para los astrónomos durante casi 20 años.
Un objetivo principal de proyectos como SDSS y LSST es un censo de la población galáctica. ¿Cuántas galaxias hay y qué tan masivas son? ¿Están esparcidos al azar por el cielo o caen en patrones? ¿Son reales los vacíos aparentes, es decir, lugares con pocas o ninguna galaxias?
El número y la distribución de galaxias brinda información sobre los misterios cósmicos más grandes. Por ejemplo, las mismas simulaciones por computadora que describen la red cósmica nos dicen que deberíamos ver más galaxias pequeñas que las que aparecen en nuestros telescopios, y una lente débil puede ayudarnos a encontrarlas.
Además, el mapeo de galaxias es una guía para la energía oscura, el nombre que le damos a la expansión acelerada del universo. Si la energía oscura ha sido constante todo el tiempo, o si tiene diferentes fuerzas en diferentes lugares y tiempos, la red cósmica debería reflejar eso. En otras palabras, el mapa topográfico de lentes débiles puede ayudarnos a responder una de las preguntas más importantes de todas: ¿qué es la energía oscura?
Finalmente, las lentes débiles podrían ayudarnos con las partículas de menor masa que conocemos: neutrinos. Estas partículas de rápido movimiento no se quedan en las galaxias a medida que se forman, sino que transportan energía y masa a medida que avanzan. Si se llevan demasiado, las galaxias no crecen tan grandes, por lo que las encuestas de lentes débiles podrían ayudarnos a determinar cuánta masa tienen los neutrinos.
Al igual que SDSS, LSST divulgará sus datos a los astrónomos independientemente de si son miembros de la colaboración, lo que permitirá a cualquier científico interesado utilizarlos en su investigación.
"Hacer funcionar el telescopio en modo topográfico y luego hacer llegar esos productos de datos calibrados de alto nivel a toda la comunidad científica realmente se combinarán para hacer que LSST sea la instalación más productiva en la historia de la astronomía", dice Willman. "Eso es a lo que apunto de todos modos".
El poder de la astronomía está usando ideas interesantes, incluso aquellas que alguna vez pensamos que no serían útiles, de maneras inesperadas. Las lentes débiles nos dan una forma indirecta de ver cosas invisibles o muy pequeñas. Para algo llamado "débil", la lente débil es un aliado fuerte en nuestra búsqueda para comprender el universo.
