Svag gravitationslinsning

Medan närvaron av någon massa böjer ljusets väg som passerar nära den, producerar denna effekt sällan de jättelika bågarna och flera bilder som är associerade med stark gravitationslinsning . De flesta siktlinjer i universum är helt och hållet i det svaga linssystemet, där avböjningen är omöjlig att upptäcka i en enda bakgrundskälla. Men även i dessa fall kan förekomsten av förgrundsmassan detekteras genom en systematisk inriktning av bakgrundskällor runt linsmassan. Svag gravitationslinsning är alltså ett i sig självt statistiskt mått, men det ger ett sätt att mäta massorna av astronomiska objekt utan att kräva antaganden om deras sammansättning eller dynamiska tillstånd.

Metodik

Förvrängningar av den typ som produceras av linser, som verkar på cirklar och en fördelning av ellipser som liknar den för riktiga galaxer. Den förvrängning som visas här är mycket överdriven i förhållande till verkliga astronomiska system.

Gravitationslinsning fungerar som en koordinattransformation som förvränger bilderna av bakgrundsobjekt (vanligtvis galaxer) nära en förgrundsmassa. Transformationen kan delas upp i två termer, konvergens och skjuvning . Konvergenstermen förstorar bakgrundsobjekten genom att öka deras storlek, och skjuvtermen sträcker dem tangentiellt runt förgrundsmassan.

För att mäta denna tangentiella inriktning är det nödvändigt att mäta bakgrundsgalaxernas ellipticiteter och konstruera en statistisk uppskattning av deras systematiska inriktning. Det grundläggande problemet är att galaxer inte är i sig cirkulära, så deras uppmätta ellipticity är en kombination av deras inneboende ellipticity och gravitationslinsskjuvningen. Vanligtvis är den inneboende ellipticiteten mycket större än skjuvningen (med en faktor 3-300, beroende på förgrundsmassan). Mätningarna av många bakgrundsgalaxer måste kombineras för att sänka detta "formbrus". Orienteringen av galaxernas inneboende ellipticiteter bör vara nästan helt slumpmässig, så varje systematisk anpassning mellan flera galaxer kan generellt antas vara orsakad av linsning.

En annan stor utmaning för svag linsering är korrigering för punktspridningsfunktionen (PSF) på grund av instrumentella och atmosfäriska effekter, vilket gör att de observerade bilderna blir utsmetade i förhållande till den "sanna himlen". Denna smutsning tenderar att göra små föremål mer runda, vilket förstör en del av informationen om deras verkliga elliptiska egenskaper. Som en ytterligare komplikation lägger PSF vanligtvis till en liten nivå av elliptiskhet till objekt i bilden, vilket inte alls är slumpmässigt och faktiskt kan efterlikna en sann linssignal. Även för de modernaste teleskopen är denna effekt vanligtvis minst samma storleksordning som gravitationslinsskjuvningen, och är ofta mycket större. Att korrigera för PSF kräver att man bygger en modell för teleskopet för hur det varierar över fältet. Stjärnor i vår egen galax ger en direkt mätning av PSF, och dessa kan användas för att konstruera en sådan modell, vanligtvis genom att interpolera mellan punkterna där stjärnor visas på bilden. Denna modell kan sedan användas för att rekonstruera de "sanna" ellipticiteterna från de utsmetade. Markbaserade och rymdbaserade data genomgår vanligtvis distinkta reduktionsprocedurer på grund av skillnaderna i instrument och observationsförhållanden.

Vinkeldiameteravstånd till linserna och bakgrundskällorna är viktiga för att omvandla de observerbara linserna till fysiskt meningsfulla kvantiteter. Dessa avstånd uppskattas ofta med fotometriska rödförskjutningar när spektroskopiska rödförskjutningar inte är tillgängliga. Rödförskjutningsinformation är också viktig för att separera bakgrundskällpopulationen från andra galaxer i förgrunden, eller de som är associerade med massan som är ansvarig för linsen. Utan rödförskjutningsinformation kan förgrunds- och bakgrundspopulationerna delas upp med en skenbar storlek eller ett färgsnitt , men detta är mycket mindre exakt.

Svag linsering av galaxhopar

Effekterna av förgrundsgalaxklustermassa på bakgrundsgalaxformer. Den övre vänstra panelen visar (projicerad på himlens plan) formerna av klustermedlemmar (i gult) och bakgrundsgalaxer (i vitt), ignorerar effekterna av svag linsning. Den nedre högra panelen visar samma scenario, men inkluderar effekterna av linsning. Den mittersta panelen visar en 3-d representation av positionerna för kluster- och källgalaxer, i förhållande till observatören. Observera att bakgrundsgalaxerna verkar sträckta tangentiellt runt klustret.

Galaxhopar är de största gravitationellt bundna strukturerna i universum med cirka 80 % av sammanhopningsinnehållet i form av mörk materia . Gravitationsfälten i dessa kluster avleder ljusstrålar som färdas nära dem. Som sett från jorden kan denna effekt orsaka dramatiska förvrängningar av ett bakgrundskällaobjekt som kan upptäckas av ögat, såsom flera bilder, bågar och ringar (klusterstark lins). Mer generellt orsakar effekten små, men statistiskt koherenta, förvrängningar av bakgrundskällor i storleksordningen 10 % (kluster svag linsering). Abell 1689 , CL0024+17 och Bullet Cluster är bland de mest framträdande exemplen på linskluster.

Historia

Effekterna av klusterstark linsering upptäcktes först av Roger Lynds från National Optical Astronomy Observatories och Vahe Petrosian från Stanford University som upptäckte jättelika ljusbågar i en undersökning av galaxhopar i slutet av 1970-talet. Lynds och Petrosian publicerade sina fynd 1986 utan att känna till bågarnas ursprung. 1987 presenterade Genevieve Soucail från Toulouse Observatory och hennes medarbetare data om en blå ringliknande struktur i Abell 370 och föreslog en gravitationslinstolkning. Den första analysen av svaga linser i kluster utfördes 1990 av J. Anthony Tyson från Bell Laboratories och medarbetare. Tyson et al. upptäckte en koherent inriktning av ellipticiteterna för de svagt blå galaxerna bakom både Abell 1689 och CL 1409+524. Lensing har använts som ett verktyg för att undersöka en liten bråkdel av de tusentals kända galaxhoparna .

Historiskt har linsanalyser utförts på galaxhopar som upptäckts via deras baryoninnehåll (t.ex. från optiska undersökningar eller röntgenundersökningar) . Provet av galaxhopar som studerades med linsning var således föremål för olika selektionseffekter; till exempel undersöktes endast de mest lysande klustren. År 2006 publicerade David Wittman från University of California i Davis och medarbetare det första provet av galaxhopar som upptäckts via deras linssignaler, helt oberoende av deras baryoninnehåll. Kluster som upptäcks genom linsning är föremål för massselektionseffekter eftersom de mer massiva klustren producerar linssignaler med högre signal-brusförhållande .

Observationsprodukter

Den projicerade masstätheten kan återvinnas från mätningen av ellipticiteterna hos de linsade bakgrundsgalaxerna genom tekniker som kan klassificeras i två typer: direkt rekonstruktion och inversion . En massfördelning som rekonstruerats utan kunskap om $\kappa \rightarrow \kappa ^{\prime }=\lambda \kappa +(1-\lambda )$ lider emellertid av en begränsning känd som massbladsdegenerationen , där klusterytans masstäthet κ endast kan bestämmas upp till en transformation κ där λ är en godtycklig konstant. Denna degeneration kan brytas om en oberoende mätning av förstoringen är tillgänglig eftersom förstoringen inte är invariant under den tidigare nämnda degenerationstransformationen.

Givet en tyngdpunkt för klustret, som kan bestämmas genom att använda en rekonstruerad massfördelning eller optisk eller röntgendata, kan en modell anpassas till skjuvprofilen som en funktion av klustrocentrisk radie. Till exempel profilen singular isotermisk sfär (SIS) och profilen Navarro-Frenk-White (NFW) två vanliga parametriska modeller . Kunskap om linsklustrets rödförskjutning och bakgrundsgalaxernas rödförskjutningsfördelning är också nödvändig för uppskattning av massan och storleken från en modellpassning; dessa rödförskjutningar kan mätas exakt med hjälp av spektroskopi eller uppskattas med hjälp av fotometri . Individuella massuppskattningar från svag linsning kan endast härledas för de mest massiva klustren, och noggrannheten hos dessa massuppskattningar begränsas av projektioner längs siktlinjen.

Vetenskapliga implikationer

Bild av kulklustret från rymdteleskopet Hubble med totala masskonturer (dominerat av mörk materia) från en linsanalys överlagd.

Klustermassauppskattningar som bestäms genom linsning är värdefulla eftersom metoden inte kräver några antaganden om det dynamiska tillståndet eller stjärnbildningshistoriken för klustret i fråga. Linsmassakartor kan också potentiellt avslöja "mörka kluster", kluster som innehåller övertäta koncentrationer av mörk materia men relativt obetydliga mängder baryonisk materia. Jämförelse av den mörka materiens fördelning som kartlagts med hjälp av linsning med fördelningen av baryonerna med hjälp av optiska data och röntgendata avslöjar samspelet mellan den mörka materian och stjärn- och gaskomponenterna . Ett anmärkningsvärt exempel på en sådan gemensam analys är det så kallade Bullet Cluster . Bullet Cluster-data tillhandahåller begränsningar för modeller som relaterar ljus-, gas- och mörk materiafördelning som Modifierad Newtonsk dynamik (MOND) och Λ-Cold Dark Matter (Λ-CDM) .

I princip, eftersom antalet densitet av kluster som en funktion av massa och rödförskjutning är känslig för den underliggande kosmologin , bör klustertal härledda från stora svaga linsundersökningar kunna begränsa kosmologiska parametrar. I praktiken orsakar dock projektioner längs siktlinjen många falska positiva resultat . Svag linsering kan också användas för att kalibrera den massobserverbara relationen via en staplad svag linssignal runt en ensemble av kluster, även om denna relation förväntas ha en inneboende spridning . För att linskluster ska vara en precisionsprob för kosmologi i framtiden, måste projektionseffekterna och spridningen i det observerbara linsmassaförhållandet karakteriseras och modelleras grundligt.

Galaxy-galax linser

Galax-galaxlinsning är en specifik typ av svag (och ibland stark) gravitationslinsning , där förgrundsobjektet som ansvarar för att förvränga bakgrundsgalaxernas former i sig är en individuell fältgalax (i motsats till en galaxhop eller den storskaliga strukturen). av kosmos ). Av de tre typiska massregimerna vid svag linsning producerar galax-galaxlinsning en "mellanfrekvens"-signal (skjuvkorrelationer på ~1%) som är svagare än signalen på grund av klusterlinsning, men starkare än signalen på grund av kosmisk skjuvning .

Historia

JA Tyson och medarbetare postulerade först konceptet med galax-galaxlinsning 1984, även om observationsresultaten från deras studie var ofullständiga. Det var inte förrän 1996 som bevis för en sådan förvrängning preliminärt upptäcktes, med de första statistiskt signifikanta resultaten som inte publicerades förrän år 2000. Sedan dessa första upptäckter har konstruktionen av större, högupplösta teleskop och tillkomsten av dedikerade galaxundersökningar med bred fält . ökade avsevärt den observerade taltätheten för både bakgrundskällan och förgrundslinsgalaxer, vilket möjliggör ett mycket mer robust statistiskt urval av galaxer, vilket gör linssignalen mycket lättare att upptäcka. Idag är mätning av skjuvsignalen på grund av galax-galaxlinsning en allmänt använd teknik inom observationsastronomi och kosmologi , som ofta används parallellt med andra mätningar för att bestämma fysiska egenskaper hos förgrundsgalaxer.

Stapling

Ungefär som vid svag linsning i klusterskala kräver detektering av en galax-galaxskjuvsignal att man mäter formerna på bakgrundskällgalaxer och sedan letar efter statistiska formkorrelationer (specifikt, källgalaxens former bör justeras tangentiellt i förhållande till linsen centrum.) I princip kan denna signal mätas runt vilken enskild förgrundslins som helst. Men i praktiken, på grund av den relativt låga massan av fältlinser och den inneboende slumpmässigheten i bakgrundskällors inneboende form ("formbruset"), är signalen omöjlig att mäta på en galax-för-galax-basis. Genom att kombinera signalerna från många individuella linsmätningar tillsammans (en teknik som kallas "stacking"), kommer signal-till-brusförhållandet att förbättras, vilket gör att man kan bestämma en statistiskt signifikant signal, medelvärde över hela linsuppsättningen.

Vetenskapliga tillämpningar

Galax-galaxlinser (som alla andra typer av gravitationslinser) används för att mäta flera kvantiteter som hänför sig till massa :

Massdensitetsprofiler

Genom att använda tekniker som liknar de vid linsning i klusterskala, kan galax-galaxlinser ge information om formen på massdensitetsprofiler, även om dessa profiler motsvarar objekt i galaxstorlek istället för större kluster eller grupper. Givet en tillräckligt hög antal densitet av bakgrundskällor kan en typisk galax-galax massdensitetsprofil täcka ett brett spektrum av avstånd (från ~1 till ~100 effektiva radier ). Eftersom effekterna av linsering är okänsliga för materiatypen, kan en galax-galax massdensitetsprofil användas för att undersöka ett brett spektrum av materiamiljöer: från galaxernas centrala kärnor där baryoner dominerar den totala massfraktionen, till de yttre gloriorna där mörk materia är vanligare.

Mass-till-ljus-förhållanden

Genom att jämföra den uppmätta massan med ljusstyrkan (genomsnittet över hela galaxstapeln) i ett specifikt filter , kan galax-galaxlinser också ge insikt i förhållandet mellan massa och ljus för fältgalaxer. Specifikt är den kvantitet som mäts genom linsning den totala (eller viriala ) massan till ljusförhållandet - återigen på grund av linsens okänslighet för materiatyp. Om man antar att ljus materia kan spåra mörk materia, är denna kvantitet av särskild betydelse, eftersom mätning av förhållandet mellan lysande (baryonisk) materia och total materia kan ge information om det totala förhållandet mellan baryon och mörk materia i universum.

Galaxens massutveckling

Eftersom ljusets hastighet är ändlig kommer en observatör på jorden att se avlägsna galaxer inte som de ser ut idag, utan snarare som de såg ut vid något tidigare tillfälle. Genom att begränsa linsprovet i en galax-galaxlinsstudie till att endast ligga vid en viss rödförskjutning, är det möjligt att förstå massegenskaperna hos fältgalaxerna som existerade under denna tidigare tid. Genom att jämföra resultaten av flera sådana rödförskjutningsbegränsade linsstudier (med varje studie som omfattar en annan rödförskjutning), kan man börja observera förändringar i massegenskaperna hos galaxer under en period av flera epoker, vilket leder till en bättre förståelse av massans utveckling på de minsta kosmologiska skalorna.

Andra masstrender

Linsrödförskjutning är inte den enda mängden av intresse som kan varieras när man studerar massskillnader mellan galaxpopulationer, och ofta finns det flera parametrar som används när man segregerar objekt i galax-galaxlinsstaplar. Två ofta använda kriterier är galaxens färg och morfologi , som fungerar som spårare av (bland annat) stjärnpopulation, galaxålder och lokal massmiljö. Genom att separera linsgalaxer baserat på dessa egenskaper, och sedan ytterligare segregera prover baserat på rödförskjutning, är det möjligt att använda galax-galaxlinser för att se hur flera olika typer av galaxer utvecklas genom tiden.

Kosmisk skjuvning

Gravitationslinsningen med storskalig struktur producerar också intrinsic alignment (IA) - ett observerbart mönster av anpassningar i bakgrundsgalaxer. Denna distorsion är bara ~0,1%-1% - mycket mer subtil än kluster- eller galax-galaxlinser. Den tunna linsapproximationen som vanligtvis används i kluster- och galaxlinser fungerar inte alltid i denna regim, eftersom strukturer kan förlängas längs siktlinjen. Istället kan distorsionen härledas genom att anta att avböjningsvinkeln alltid är liten (se Gravitational Lensing Formalism ) . Liksom i det tunna linsfallet kan effekten skrivas som en avbildning från den olinsade vinkelpositionen ${\vec {\beta }}$ till den linsade positionen ${\vec {\theta } }$ . Transformens Jacobian kan skrivas som en integral över gravitationspotentialen $\displaystyle \Phi }$ { längs siktlinjen

${\frac {\partial \beta _{i }}{\partial \theta _{j}}}=\delta _{ij}+\int _{0}^{r_{\infty }}drg(r){\frac {\partial ^{2}\ Phi ({\vec {x}}(r))}{\partial x^{i}\partial x^{j}}}$

där $r$ är färddistansen , $x^{i}$ är de tvärgående avstånden, och

$g(r)=2r\int _{r}^{r_{\infty }}\left(1 -{\frac {r^{\prime }}{r}}\right)W(r^{\prime })$

är linskärnan , som definierar effektiviteten av linsning för en distribution av källor $W(r)$ .

Liksom i approximationen med tunn lins kan jakobian delas upp i skjuvnings- och konvergenstermer .

Skjuvkorrelationsfunktioner

Eftersom storskaliga kosmologiska strukturer inte har en väldefinierad plats, involverar detektering av kosmologisk gravitationslins typiskt beräkningen av skjuvkorrelationsfunktioner , som mäter medelprodukten av skjuvningen vid två punkter som en funktion av avståndet mellan dessa punkter. Eftersom det finns två komponenter av skjuvning kan tre olika korrelationsfunktioner definieras:

$\xi _{++}(\Delta \theta )=\langle \gamma _{+ }({\vec {\theta }})\gamma _{+}({\vec {\theta }}+{\vec {\Delta \theta }})\rangle$

$\xi _{\times \times }(\Delta \theta )=\langle \gamma _ {\times }({\vec {\theta }})\gamma _{\times }({\vec {\theta }}+{\vec {\Delta \theta }})\rangle$

$\xi _{\times +}(\Delta \theta )=\xi _{+\times }(\Delta \theta )=\langle \gamma _{+}({\vec {\theta }})\gamma _{\times }({\vec {\theta } }+{\vec {\Delta \theta }})\rangle$

där $\gamma _{+~}$ är komponenten längs med eller vinkelrät mot ${\vec {\Delta \theta }}$ , och $\gamma _{\ gånger }$ är komponenten vid 45°. Dessa korrelationsfunktioner beräknas vanligtvis genom medelvärdesberäkningar över många par av galaxer. Den sista korrelationsfunktionen, ${\displaystyle \xi _{\times +}},$ påverkas inte alls av linsning, så att mäta ett värde för denna funktion som är inkonsekvent med noll tolkas ofta som ett tecken på systematiskt fel .

Funktionerna $\xi _{++~}$ och $\xi _{\times \times }$ kan relateras till projektioner (integraler med vissa viktfunktioner) av mörk materia densitetskorrelationsfunktion, som kan förutsägas utifrån teori för en kosmologisk modell genom dess Fourier-transform, materiens kraftspektrum .

Eftersom de båda är beroende av ett enda skalärt densitetsfält, är $\xi _{++~}$ och $\xi _{\times \times }$ inte oberoende, och de kan sönderdelas ytterligare i E-mode och B-mode korrelationsfunktioner. I analogi med elektriska och magnetiska fält är E-lägesfältet krullfritt och B-lägesfältet är divergensfritt. Eftersom gravitationslinser bara kan producera ett E-lägesfält, ger B-läget ytterligare ett test för systematiska fel.

E-lägeskorrelationsfunktionen är också känd som aperturmassvariansen

$\langle M_{ap}^{2}\rangle (\theta)=\int _{0}^{2\theta }{\frac {\phi d\phi }{\theta ^{2}}}\left[\xi _{++}(\phi )+\xi _{\times \times}(\phi )\right ]T_{+}\left({\frac {\phi }{\theta }}\right)=\int _{0}^{2\theta }{\frac {\phi d\phi }{\theta ^ {2}}}\left[\xi _{++}(\phi )-\xi _{\times \times}(\phi )\right]T_{-}\left({\frac {\phi} {\theta }}\right)$

$T_{+}(x)=576\int _{0}^{\infty }{ \frac {dt}{t^{3}}}J_{0}(xt)[J_{4}(t)]^{2}$

$T_{-}(x)=576\int _{0}^{\infty } {\frac {dt}{t^{3}}}J_{4}(xt)[J_{4}(t)]^{2}$

där $J_{0}~$ och $J_{4}~$ är Bessel-funktioner .

En exakt sönderdelning kräver alltså kunskap om skjuvkorrelationsfunktionerna vid nollseparation, men en ungefärlig sönderdelning är ganska okänslig för dessa värden eftersom filtren $T_{+}~$ och $T_{-}~$ är små nära $\theta =0~$ .

Svag linsning och kosmologi

Förmågan hos svag linsning att begränsa materiens kraftspektrum gör det till en potentiellt kraftfull sond av kosmologiska parametrar, speciellt när den kombineras med andra observationer som den kosmiska mikrovågsbakgrunden , supernovor och galaxundersökningar . För att upptäcka den extremt svaga kosmiska skjuvsignalen krävs ett medelvärde över många bakgrundsgalaxer, så undersökningar måste vara både djupa och breda, och eftersom dessa bakgrundsgalaxer är små måste bildkvaliteten vara mycket bra. Att mäta skjuvkorrelationerna i små skalor kräver också en hög täthet av bakgrundsobjekt (återigen kräver djupa, högkvalitativa data), medan mätningar i stor skala pressar på för bredare undersökningar.

Även om svag linsning av storskalig struktur diskuterades så tidigt som 1967, på grund av de utmaningar som nämnts ovan, upptäcktes det inte förrän mer än 30 år senare när stora CCD-kameror möjliggjorde undersökningar av nödvändig storlek och kvalitet. År 2000 publicerade fyra oberoende grupper de första upptäckterna av kosmisk skjuvning, och efterföljande observationer har börjat sätta begränsningar för kosmologiska parametrar (särskilt densiteten för mörk materia $\Omega _{m}~$ och effektspektrumamplituden $\sigma _{8}~$ ) som är konkurrenskraftiga med andra kosmologiska sonder.

För nuvarande och framtida undersökningar är ett mål att använda rödförskjutningarna av bakgrundsgalaxerna (ofta approximerade med fotometriska rödförskjutningar ) för att dela upp undersökningen i flera rödförskjutningsfack. Lågrödförskjutningsfack kommer endast att linsas av strukturer mycket nära oss, medan högrödskiftningsfack kommer att linsas av strukturer över ett brett spektrum av rödförskjutning. Denna teknik, kallad "kosmisk tomografi ", gör det möjligt att kartlägga 3D-fördelningen av massa. Eftersom den tredje dimensionen inte bara involverar avstånd utan kosmisk tid, är tomografisk svag linsning känslig inte bara för materiens kraftspektrum idag, utan också för dess utveckling över universums historia och universums expansionshistoria under den tiden. Detta är en mycket mer värdefull kosmologisk sond, och många föreslagna experiment för att mäta egenskaperna hos mörk energi och mörk materia har fokuserat på svag linsning, såsom Dark Energy Survey , Pan-STARRS och Large Synoptic Survey Telescope .

Svag linsering har också en viktig effekt på den kosmiska mikrovågsbakgrunden och diffus 21 cm linjestrålning . Även om det inte finns några distinkta upplösta källor, skjuvs störningar på ursprungsytan på ett liknande sätt som galaxsvag lins, vilket resulterar i förändringar i effektspektrumet och statistiken för den observerade signalen. Eftersom källplanet för CMB och diffusa 21 cm med hög rödförskjutning har högre rödförskjutning än upplösta galaxer, undersöker linseffekten kosmologi vid högre rödförskjutningar än galaxlinser.

Negativ svag lins

Minimal koppling av generell relativitetsteori med skalära fält tillåter lösningar som genomkörbara maskhål stabiliserade av exotisk materia med negativ energitäthet . Dessutom anser Modifierad Newtonsk dynamik såväl som vissa bimetriska gravitationsteorier osynlig negativ massa i kosmologi som en alternativ tolkning till mörk materia, som klassiskt har en positiv massa.

Eftersom närvaron av exotisk materia skulle böja rumtid och ljus annorlunda än positiv massa, föreslog ett japanskt team vid Hirosaki University att man skulle använda "negativ" svag gravitationslins relaterad till sådan negativ massa.

Istället för att köra statistisk analys av förvrängning av galaxer baserad på antagandet om en positiv svag linsning som vanligtvis avslöjar platser med positiv massa "mörka kluster", föreslår dessa forskare att lokalisera "negativa massaklumpar" med hjälp av negativ svag linsning, dvs. där deformationen av galaxer tolkas som att det beror på en divergerande linseffekt som producerar radiella förvrängningar (liknande en konkav lins istället för de klassiska azimutförvrängningarna av konvexa linser som liknar bilden som produceras av ett fisheye ). Sådana negativa massaklumpar skulle vara lokaliserade någon annanstans än antagna mörka kluster, eftersom de skulle finnas i centrum av observerade kosmiska tomrum som ligger mellan galaxfilament i universums lakunära, nätliknande storskaliga struktur . Ett sådant test baserat på negativ svag linsering kan hjälpa till att förfalska kosmologiska modeller som föreslår exotisk materia med negativ massa som en alternativ tolkning till mörk materia.

Se även

• Stort synoptiskt undersökningsteleskop

externa länkar

• Svag gravitationslinsning på arxiv.org
• Att observera mörka världar