Gravitacinis Lęšiavimas: Natūralus Kosminis Teleskopas
Linas JuozėnasDalytis
Žinių arka · Visata · 10 skyrius / 06 straipsnis
Teleskopas, sukurtas gravitacijos.
Tolima galaktika gali atrodyti ištįsusi į lanką, būti matoma keliose dangaus vietose arba tapti įžiūrima dėl padidinimo. Priekinio plano masė, keičianti jos regimąjį vaizdą, taip pat suteikia užuominų apie visatą, kurios negalime matyti tiesiogiai.
O jeigu pats vaizdas būtų įrodymas?
Neįprastas lankas teleskopo nuotraukoje gali būti pažįstamo tipo galaktika, kurios šviesa mus pasiekė neįprastu keliu. Prieš pasiekdama mus, jos šviesa perėjo sritį, kurioje gravitacija keičia ryšį tarp objekto padėties ir jo regimosios vietos danguje.
Supratus šį ryšį, vienu metu galima tirti du klausimus: koks yra tolimasis šaltinis ir kas yra tarp jo ir mūsų? Gravitacinis lęšiavimas susieja abu šiuos klausimus.
Kaip galime matyti du to paties objekto atvaizdus?
Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją materija ir energija formuoja erdvėlaikį, o laisvai sklindanti šviesa juda trajektorijomis, vadinamomis nulinėmis geodezinėmis linijomis. Lokaliai šviesa vis tiek sklinda tiesiausiu įmanomu keliu. Tačiau per iškreivėjusio erdvėlaikio sritį einantis kelias schemoje, jungiančioje šaltinį ir stebėtoją, nebūtinai atrodys tiesus.[2]
Priekinio plano galaktika gali sudaryti sąlygas vieno fone esančio šaltinio šviesai pasiekti mus skirtingais keliais. Kiekvienam mus pasiekiančiam spinduliui priskiriame kryptį danguje, todėl šaltinis gali atrodyti esantis keliose vietose. Tai skirtingi to paties objekto atvaizdai.[3]
Einšteino žiedas susidaro esant ypatingam išsidėstymui: šaltinis yra beveik tiesiai už pakankamai simetriško lęšio. Esant ne tokiam tiksliam išsidėstymui arba sudėtingesniam masės pasiskirstymui, susidaro kitokie dariniai, įskaitant dalinius lankus ir atskirus atvaizdus.[4]
Trys būdai, kaip pasireiškia šis reiškinys
Sąvokos stiprusis lęšiavimas, silpnasis lęšiavimas ir mikrolęšiavimas apibūdina susijusias stebėjimo situacijas. Stiprieji lęšiai sukuria ryškias atvaizdų struktūras; silpni iškraipymai išryškėja statistiškai; mikrolęšiavimas dažnai atpažįstamas pagal kintantį spindesį, kai atskiri atvaizdai yra per arti vienas kito, kad juos būtų galima atskirti.[4]
Šios kategorijos gali persidengti. Galaktikų spiečius netoli savo centro gali sukurti ryškius lankus ir kartu silpnai iškraipyti daug platesniame regėjimo lauke esančių tolimesnių galaktikų atvaizdus. Kartu šie stebėjimai padeda tiksliau įvertinti jo masę įvairiais masteliais.[5]
Ką iš tiesų pagerina gamtinis teleskopas?
Lęšiavimas gali padidinti objekto regimąjį plotą ir bendrą gaunamos šviesos kiekį. Vaizdas dažnai labiau ištempiamas viena kryptimi, todėl ta kryptimi gali išryškėti smulkesnės šaltinio detalės. Taigi nurodytas didinimo koeficientas nereiškia, kad skiriamoji geba visame vaizde pagerėja vienodai.[3]
Didinant paviršinis skaistis nekinta. Pagal įprastą geometrinės optikos aprašą, kai lęšis skaidrus, lęšiavimas nepadidina iš to paties šaltinio gaunamos šviesos kiekio vienam regimojo ploto vienetui. Didesnis vaizdas gali suteikti didesnį bendrą šviesos srautą. Lyginant daroma prielaida, kad stebima tame pačiame spektriniame ruože ir esant tam pačiam šaltinio raudonajam poslinkiui; kosmologinis pritemimas vis tiek išlieka.[2]
Galaktikų spiečiai – „Hubble“ teleskopai
Vykdant „Frontier Fields“ programą, buvo stebimi šeši masyvūs galaktikų spiečiai ir gretimi giluminio stebėjimo laukai. Dėl spiečių sukeliamo didinimo tapo įmanoma stebėti blyškias fono galaktikas, o gretimuose laukuose atlikti giluminiai stebėjimai be tokios pat spiečiaus–lęšio konfigūracijos. Kartu šie stebėjimai išplėtė tolimų galaktikų populiacijų tyrimus.[1]
„Webb“ ir „Kosminiai brangakmeniai“
2024 m. tyrime JWST buvo pasitelktas penkiems kompaktiškiems žvaigždžių spiečiams išskirti smarkiai padidintame „Kosminių brangakmenių“ lanke. Tame tyrime galaktikos raudonojo poslinkio įvertis, apie 10,2, buvo gautas iš fotometrinių duomenų. Norint atkurti tikruosius spiečių dydžius ir šviesius, reikėjo pirmojo plano lęšio modelių.[6]
Patį didinimo koeficientą reikia įvertinti. Skirtingi spiečiaus modeliai gali pateikti panašų bendrą masės pasiskirstymo profilį, bet numatyti skirtingą didinimą konkrečioje atvaizdo vietoje. Ši neapibrėžtis taip pat turi įtakos teiginiams apie tai, koks blyškus, mažas ar didelio šviesio yra pradinis šaltinis.[7]
Lęšio ir šaltinio atkūrimas
Lęšio modelis turi paaiškinti stebimas atvaizdų padėtis ir formas vienu nuosekliu pirmojo plano masės ir fono šviesos pasiskirstymu. Toliau pateiktos žinomos lygtys aprašo idealizuotą pradinį atvejį; realioms galaktikoms ir spiečiams aprašyti reikia atsižvelgti į erdvėje pasiskirsčiusią masę.
Lęšio lygtis ir Einšteino kampas
Taikant plonojo lęšio artinį, kampinis atvaizdavimas aprašomas taip: β = θ − (Dls/Ds)α̂(θ). Čia β yra šaltinio kryptis nesant lęšiavimo, θ – atvaizdo kryptis, o α̂ – fizinis šviesos nukreipimo kampas. Šie kampai yra dvimačiai vektoriai dangaus skliaute.[8]
Taškinei masei silpnojo lauko artinyje α̂ ≈ 4GM/(bc²), kur b – smūgio parametras, G – gravitacijos konstanta, M – masė, o c – šviesos greitis. Taškinio lęšio Einšteino kampas yra θE = √[(4GM/c²)Dls/(DlDs)], matuojamas radianais. Net ir šiame silpname gravitaciniame lauke gali vykti „stiprusis lęšiavimas“: šis pavadinimas siejamas su kelių atvaizdų susidarymu.[8]
Dl, Ds, ir Dls yra kampinio skersmens atstumai nuo stebėtojo iki lęšio, nuo stebėtojo iki šaltinio ir nuo lęšio iki šaltinio. Besiplečiančioje Visatoje Dls paprastai nėra lygus Ds − Dl; jis apskaičiuojamas pagal pasirinktą kosmologinį modelį.[9]
Net ir puikus modelio atitikimas duomenims ne visada leidžia nustatyti vienintelį masės pasiskirstymą. Masės sluoksnio degeneracija iliustruoja šią problemą: esant vienai šaltinių plokštumai, suderintai pakeitus lęšio masę ir rekonstruojamo šaltinio mastelį, galima išlaikyti atvaizdų padėtis bei formas, tačiau pakeisti iš modelio nustatomą padidinimą ir laiko delsos atstumą. Tokie matavimai kaip žvaigždžių judėjimo matavimai suteikia papildomų apribojimų.[10]
Kaip skaityti subtilų silpnojo lęšiavimo raštą
Dauguma foninių galaktikų nevirsta įspūdingais lankais. Jų formos pakinta nežymiai, o pradinės formos nežinomos. Apjungę daugelio galaktikų duomenis, astronomai įvertina darnų iškraipymų raštą, vadinamą šlytimi. Šis statistinis matavimas priklauso nuo redukuotosios šlyties, g = γ/(1 − κ), kur γ nusako šlytį, o κ – lęšiavimo konvergenciją. Pakankamai silpno lęšiavimo riboje g yra apytiksliai lygi γ.[11]
Vidutinis tangentinis iškraipymas aplink spiečių leidžia apriboti jo projekcinį masės profilį. Kitaip nei kai kuriems dujų temperatūra ar galaktikų judėjimu pagrįstiems metodams, lęšiavimui nebūtina, kad spiečius būtų pusiausvyros būsenos. Vis dėlto reikia kalibruotų matavimų, atstumų iki šaltinių ir atsižvelgti į išilgai stebėjimo krypties esančios medžiagos projekciją.[5]
Didesniuose dangaus plotuose kosminė šlytis leidžia statistiškai tirti pirmojo plano struktūrą. Suskirsčius fonines galaktikas pagal raudonąjį poslinkį, gaunama informacijos ir apie gylį: tolimesnių šaltinių šviesa nueina ilgesnius kelius per Visatą. Ši tomografija remiasi plačiomis, persidengiančiomis jautrumo pirmojo plano medžiagai funkcijomis, užuot kiekvienam masės elementui priskyrusi tikslią trimatę padėtį.[12]
Kas gali imituoti signalą?
Teleskopo optika ir atmosferos sukeliamas vaizdo išsiliejimas keičia formas; persidengiantys galaktikų atvaizdai apsunkina matavimus; raudonųjų poslinkių neapibrėžtumas keičia pagal juos nustatomą geometriją. Galaktikų orientacija taip pat gali natūraliai derėti prie jų aplinkos – taip atsiranda savosios orientacijų koreliacijos. Atliekant didelio tikslumo analizes, šie poveikiai modeliuojami kartu su smulkiojo mastelio medžiagos struktūros pokyčiais, kuriuos sukelia dujų ir žvaigždžių grįžtamasis ryšys. Didesnis galaktikų skaičius sumažina atsitiktinį triukšmą, bet savaime nepašalina visiems matavimams bendros kalibravimo paklaidos.[13]
Šio darbo svarbą atskleidžia 2025 m. „KiDS-Legacy“ analizė. Patobulintas raudonojo poslinkio kalibravimas, vaizdų apdorojimas ir modeliavimas padėjo gauti pagrindinius kosmologinių parametrų apribojimus, suderinamus su „Planck“ rezultatais. Lęšiavimo ir kosminio mikrobangų fono duomenų palyginimas yra vertingas; ne visose analizėse nustatomas vienas ir tas pats jų neatitikimas.[14]
Planetų paieška pasitelkiant mikrolęšiavimą
Kai kompaktiškas pirmojo plano objektas praslenka arti krypties, kuria matome foninę žvaigždę, kintanti jų tarpusavio padėtis gali sukurti mikrolęšiavimo šviesos kreivę. Atvaizdų paprastai nepavyksta atskirti, tačiau jų bendras spindesys kinta. Izoliuotas taškinis lęšis ir paprastas santykinis judėjimas lemia apytiksliai simetrišką spindesio didėjimą ir mažėjimą; objektai palydovai, baigtinis šaltinio dydis ir kiti poveikiai šią idealią formą komplikuoja.[15]
Aplink lęšiu veikiančią žvaigždę skriejanti planeta gali sukelti trumpalaikį papildomą kreivės ypatumą. Astronomai lygina modelius, kad patikrintų, ar jį paaiškina planetinis palydovas. Iš modelių nustatytas planetos ir žvaigždės masių santykis bei atstumas tarp jų projekcijoje yra naudingi orientyrai, tačiau jie savaime nenusako nei absoliučios planetos masės, nei visos orbitos. Būtini dažni stebėjimai, nes skirtingos galimos konfigūracijos gali sukurti panašius požymius.[16]
Trukmė nėra masės matas
Ilgą įvykio trukmę gali lemti didelė lęšio masė, lėtas santykinis judėjimas arba tam tikras atstumų derinys. Vien iš įvykio trukmės šių veiksnių atskirti negalima. Dėl tos pačios priežasties trumpas įvykis savaime neįrodo, kad lęšis yra pavienė planeta.[15]
Regimoji padėtis taip pat kinta
Neišskiriamų atvaizdų suminės šviesos regimasis centras gali pasislinkti. Šis astrometrinis mikrolęšiavimas, kartu su spindesio matavimais ir paralakso informacija, padeda tiksliau apriboti galimas lęšio masės ir atstumo vertes. Būtina atsižvelgti į greta esančias žvaigždes, kurių šviesa susilieja su tiriamo objekto šviesa, nes jos taip pat gali paslinkti išmatuotą šviesos centroidą.[17]
Ką lęšiavimas atskleidžia apie nematomą materiją
Lęšiavimą lemia visos materijos gravitacija – tiek žvaigždžių ir dujų, tiek bet kokio tamsiojo komponento. Spalvinis masės pasiskirstymo žemėlapis yra rekonstrukcija, pagrįsta šiais gravitaciniais poveikiais. Būtent šio žemėlapio palyginimas su nepriklausomais regimosios materijos matavimais leidžia astronomams spręsti apie tamsiosios materijos indėlį.[5]
Kulkos spiečius yra įspūdingas pavyzdys. Susidūrus dviem spiečiams, jų karštos, rentgeno spindulius skleidžiančios dujos pasislinko pagrindinių galaktikų sankaupų atžvilgiu. Pagal lęšiavimą atkurtos masės pasiskirstymo smailės apytikriai sutapo su galaktikų, o ne su dujų pasiskirstymu, nors dujose yra didžioji dalis stebimos įprastinės materijos. Bendrosios reliatyvumo teorijos kontekste šis atsiskyrimas suteikia svarių įrodymų, kad egzistuoja papildoma nematoma masė.[18]
Tai neleidžia nustatyti tamsiosios materijos dalelės ir neįrodo, kad tamsioji materija niekada negali sąveikauti pati su savimi. Tokių sąveikų apribojimai priklauso nuo susiliejimo modeliavimo ir nuo su stebėjimais suderinto masės bei galaktikų padėčių palyginimo.[19]
Mažesnės masės sankaupos taip pat gali iškraipyti stipriojo lęšiavimo sukurtus atvaizdus. Jų gausa ir savybės gali padėti tikrinti tamsiosios materijos modelius, įskaitant mažų halų pasiskirstymą. Interpretuojant šiuos iškraipymus, būtina kruopščiai atsižvelgti į pagrindinį lęšį, foninį šaltinį, įprastinę materiją ir papildomas struktūras šviesos kelyje.[20]
Kosminių atstumų matavimas pasitelkiant lęšį
Jei kvazaro, kurio matomi keli atvaizdai, spindesys kinta, tas pats pokytis skirtinguose jo atvaizduose gali pasirodyti skirtingu laiku. Šviesos keliai skiriasi tiek geometrija, tiek gravitacine delsa. Stebint pasikartojantį kitimo pobūdį išmatuojamos šios laiko delsos; tuomet lęšio modelis susieja jas su absoliučiąja atstumų skale.[21]
Δt = (DΔt/c)Δφ
Čia Δφ yra bedimensis sumodeliuoto Ferma potencialo skirtumas, apimantis kelio geometriją ir gravitacinę delsą. Laiko delsos atstumas yra DΔt = (1 + zl)DlDs/Dls, o lęšio raudonasis poslinkis yra zl. Kai kiti kosmologiniai parametrai fiksuoti, šis atstumas yra atvirkščiai proporcingas H₀.[21]
Šis metodas leidžia išmatuoti Visatos plėtimąsi remiantis kitomis prielaidomis nei vietinis atstumų kopėčių metodas. Tačiau rezultatų interpretacija vis tiek priklauso nuo lęšio masės profilio, žvaigždžių judėjimo ir priekiniame plane esančių struktūrų. TDCOSMO bendradarbiavimo grupės 2025 m. analizėje buvo kartu išnagrinėti aštuoni kvazarai, kurių atvaizdų laiko delsos išmatuotos, pasitelkiant atnaujintus stebėjimus ir lankstų šių veiksnių modeliavimą. Jos rezultatai yra nuo prielaidų priklausančios išvados, o ne viena galutinė vertė, kurią nepriklausomai pateikia visi gravitaciniai lęšiai.[22]
Tikslus laiko matavimas – tik viena matavimo dalis. Kad išmatuotas vėlinimas leistų tiksliai įvertinti Visatos plėtimąsi, taip pat reikia gerai aprašyti lęšio masės pasiskirstymą.[21]
Daugiau vaizdų ir geresni būdai juos interpretuoti
Rubin: pakartotinai stebimas dangus
Veros C. Rubin observatorija pradėjo savo ilgalaikę erdvės ir laiko apžvalgą („Legacy Survey of Space and Time“) 2026 m. birželį. Pakartotinai gaunami įvairiaspalviai vaizdai leidžia pagal tą pačią stebėjimų programą tirti ir kintančius šaltinius, ir dideles galaktikų populiacijas. LSST yra apžvalgos pavadinimas, o Rubin – ją vykdanti observatorija.[23]
„Euclid“: kartografavimas vykdant apžvalgą
„Euclid“ nuo 2024 m. vasario vykdo reguliarius mokslinius stebėjimus. Jo regimosios šviesos vaizdai leidžia matuoti galaktikų formas, o artimosios infraraudonosios srities stebėjimai papildo šiuos duomenis fotometrija ir spektroskopija. Šie vienas kitą papildantys matavimai padeda tirti materijos struktūrą ir Visatos plėtimąsi.[24]
Roman: pasirengimas viena kitą papildančioms lęšiavimo apžvalgoms
2026 m. rugsėjo NASA pranešime nurodoma, kad Nancy Grace Roman kosminis teleskopas keliaudamas Saulės ir Žemės sistemos L2 taško link yra pradinio derinimo ir bandymų etape.[25] Planuojami stebėjimai apima plataus lauko galaktikų vaizdinimą silpnajam lęšiavimui tirti ir pakartotinį žvaigždžių stebėjimą Galaktikos centrinio telkinio kryptimi mikrolęšiavimui tirti. Šiose programose tas pats fizikinis reiškinys naudojamas labai skirtingiems objektams – kosminei struktūrai ir planetų sistemoms – tirti.[26]
Didėjant imtims, atsiveria galimybė glaudžiau susieti stebėjimų duomenis: formas su raudonaisiais poslinkiais, masės žemėlapius su dujomis ir žvaigždėmis, o spindesio pokyčius – su išsamiais lęšių modeliais. Šių sąsajų kokybė lemia, kiek fizikinės informacijos suteikia kiekvienas naujas lęšis.
Tyrimų ir misijų būklė patikrinta 2026 m. rugsėjo 8 d.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
Pirminiai moksliniai tyrimai, mokslinės apžvalgos ir oficiali informacija apie stebėjimų apžvalgas. Patikrinta 2026 m. rugsėjį. Originalios iliustracijos paaiškina lęšiavimo geometriją ir stebimus požymius; tai nėra teleskopų vaizdai ar matavimų duomenys.
- NASA / ESA / STScI — „Hubble“ programos „Frontier Fields“ ir lygiagretieji laukaiAprašomi šeši galaktikų spiečių laukai ir gretimi giliųjų stebėjimų laukai, stebėti pagal programą „Frontier Fields“.
- Perlick (2004; arXiv 2010), Gravitacinis lęšiavimas erdvėlaikio požiūriuŠviesinės geodezinės linijos ir tiksli paviršinio skaisčio priklausomybė nuo raudonojo poslinkio.
- Treu (2010), Galaktikų sukeliamas stiprusis lęšiavimasPadidinimas leidžia lengviau stebėti tolimus šaltinius, tačiau šaltinių rekonstrukcijai ir atrankai reikia lęšio modelio.
- Wambsganss (1998), Gravitacinis lęšiavimas astronomijojeStipriojo lęšiavimo vaizdai, silpni statistiniai iškraipymai ir erdviškai neišskirtas mikrolęšiavimas apibūdina susijusius stebėjimų režimus.
- Umetsu (2020), Silpnasis galaktikų lęšiavimas galaktikų spiečiaisGalaktikų spiečių sukeliamas lęšiavimas leidžia tirti visos materijos projekcinį pasiskirstymą, nereikalaujant dinaminės ar hidrostatinės pusiausvyros.
- Adamo ir kt. (2024) — Gravitaciškai susieti žvaigždžių spiečiai, stebėti gravitacinio lęšio paveiktoje galaktikoje praėjus 460 mln. metų po Didžiojo sprogimo„Webb“ išskiria kompaktiškus žvaigždžių spiečius „Kosminių brangakmenių“ lanke, o jų fizikinės savybės nustatomos modeliuojant lęšį.
- Raney ir kt. (2020) — Sisteminės ir statistinės „Frontier Fields“ masių bei padidinimo neapibrėžtysParodoma, kad skirtingi masės modeliai gali sutapti pagal bendrus profilius, bet numatyti skirtingą vietinį padidinimą.
- Narayan ir Bartelmann (1996), Paskaitos apie gravitacinį lęšiavimąTaškinės masės sukeliamas šviesos nukreipimas, plonojo lęšio lygtis ir Einšteino kampai.
- Hogg (1999, pataisyta 2000), Atstumų matai kosmologijojeLęšio lygtyje naudojamų kampinio skersmens atstumų negalima tiesiog sudėti.
- Schneider ir Sluse (2013), Masės sluoksnio degeneracija, laipsniniai modeliai ir išorinė konvergencijaSkirtingi lęšio masės profiliai gali atkurti tą pačią vaizdų geometriją, tačiau pakeisti padidinimą ir iš jo nustatomus atstumus.
- Bartelmann ir Schneider (2001), Silpnasis gravitacinis lęšiavimasGalaktikų formos leidžia apriboti redukuotąją šlytį; konvergencija ir šlytis kartu lemia didinimą.
- Hu (1999), Galios spektro tomografija taikant silpnąjį lęšiavimąŠaltinių raudonojo poslinkio intervalai suteikia informacijos apie gylį per persidengiančius lęšiavimo branduolius.
- Mandelbaum (2018), Silpnasis lęšiavimas tiksliajai kosmologijaiFormų matavimo kalibravimas, taško sklaidos funkcijos, raudonojo poslinkio skirstiniai, persidengiantys atvaizdai, savasis galaktikų orientacijų suderinamumas ir barioniniai efektai.
- Wright ir kt. (2025) — „KiDS-Legacy“ kosminės šlyties apribojimaiUžbaigta silpnojo lęšiavimo apžvalga parodo raudonojo poslinkio kalibravimo, savojo galaktikų orientacijų suderinamumo ir dujų grįžtamojo poveikio modeliavimo svarbą.
- Mao (2012) — Gravitacinio mikrolęšiavimo taikymas astrofizikojeNeišskiriami daugybiniai atvaizdai lemia bendro spindesio kitimą; įvykio trukmė priklauso nuo masės, atstumų ir santykinio judėjimo.
- Tsapras (2018) — Egzoplanetų paieškos taikant mikrolęšiavimąPlanetos trikdo mikrolęšiavimo sukuriamus atvaizdus, palikdamos trumpalaikius spindesio kreivės ypatumus, kuriems ištirti reikia kruopštaus modeliavimo ir dažnų stebėjimų.
- Sahu ir kt. (2022) — Tamsios žvaigždės liekanos sukeltas astrometrinis mikrolęšiavimasKintantis šviesos centroidas suteikia papildomą būdą apriboti mikrolęšio kampinį mastelį ir masę.
- Clowe ir kt. (2006) — Tiesioginis empirinis tamsiosios medžiagos egzistavimo įrodymasKulkos spiečiaus lęšiavimo maksimumai lyginami su galaktikomis ir pasislinkusiomis rentgeno spindulius skleidžiančiomis dujomis.
- Robertson, Massey ir Eke (2017) — Ką Kulkos spiečius mums pasako apie tarpusavyje sąveikaujančią tamsiąją medžiagą?Parodoma, kaip susiliejimo modeliavimas ir matavimo metodų pasirinkimas veikia tamsiosios medžiagos savitarpio sąveikos apribojimus.
- Vegetti ir kt. (2024) — Stiprusis gravitacinis lęšiavimas kaip tamsiosios medžiagos tyrimo priemonėPaaiškinamas jautrumas mažoms masės sankaupoms ir modeliavimas, reikalingas jų poveikiui atskirti.
- Birrer ir kt. (2024) — Laiko delsų kosmografijaPasikartojantys spindesio pokyčiai, šviesos atsklidimo laiko delsos ir lęšio modeliai kartu leidžia apriboti absoliučiuosius kosmologinius atstumus.
- TDCOSMO bendradarbiavimo grupė (2025) — Kosmologiniai apribojimai pagal stipriojo lęšiavimo laiko delsasŠiuolaikinės laiko delsų analizės sujungia lęšio atvaizdus, žvaigždžių judėjimą ir priekinio plano struktūrą, kartu leisdamos lanksčiai keisti masės profilius.
- Rubin observatorija (2026) — Ilgalaikė erdvės ir laiko apžvalga jau vykstaRubin observatorija 2026 m. birželį pradėjo dešimties metų trukmės vaizdinę apžvalgą, pakartotinai fotografuodama pietinį dangų.
- ESA (2026) — „Euclid“ vykdoma apžvalgaNuo 2024 m. vasario „Euclid“ vykdo reguliarius mokslinius stebėjimus ir sudaro galaktikų žemėlapį, kad būtų galima tirti Visatos struktūrą ir plėtimąsi.
- NASA (atnaujinta 2026 m. rugsėjo 7 d.) — „Roman“ parengimas darbui„Roman“ keliaujant link Saulės ir Žemės sistemos L2 taško, tikrinami ir kalibruojami jo prietaisai.
- NASA — „Roman“ silpnojo lęšiavimo ir mikrolęšiavimo tyrimai„Roman“ sukurtas taip, kad derintų plataus lauko silpnojo lęšiavimo matavimus su pakartotiniais stebėjimais, skirtais mikrolęšiavimo įvykiams Galaktikoje aptikti.
Kosmologija ir stambioji Visatos struktūra
- Kosminė infliacija: teorija ir įrodymai
- Kosminis voratinklis: gijos, tuštumos ir superspiečiai
- Kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės smulkioji struktūra
- Barionų akustiniai virpesiai
- Raudonojo poslinkio apžvalgos ir Visatos kartografavimas
- Gravitacinis lęšiavimas: natūralus kosminis teleskopas · Jūs esate čia
- Hablo konstantos matavimas: neatitiktis
- Tamsiosios energijos apžvalgos
- Anizotropijos ir nevienalytiškumai
- Dabartinės diskusijos ir neišspręsti klausimai