Galaxy Cluster Abell 2218 zkresluje světlo z několika vzdálenějších galaxií. Obrazový kredit: ESO. Klikni pro zvětšení.
Padesát let po jeho smrti, dílo Alberta Einsteina stále poskytuje nové nástroje pro pochopení našeho vesmíru. Mezinárodní tým astronomů nyní použil k určení tvaru hvězd jev, který Einstein poprvé předpověděl v roce 1936, nazvaný gravitační čočka. Tento jev, vlivem gravitace na světelné paprsky, vedl k vývoji technik gravitační optiky, mezi nimi gravitačních mikrolenzů. Je to poprvé, kdy byla tato dobře známá technika použita ke stanovení tvaru hvězdy.
Většina hvězd na obloze je bodová, takže je velmi obtížné vyhodnotit jejich tvar. Nedávný pokrok v optické interferometrii umožnil změřit tvar několika hvězd. Například v červnu 2003 byla na základě pozorování z interferometru velmi velkého dalekohledu nalezena hvězda Achernar (Alpha Eridani) (viz podrobnosti o tomto objevu v tiskové zprávě ESO). Až dosud bylo hlášeno jen několik měření hvězdného tvaru, částečně kvůli obtížnosti provedení takových měření. Je však důležité získat další přesná stanovení tvaru hvězd, protože taková měření pomáhají testovat teoretické hvězdné modely.
Poprvé mezinárodní tým astronomů [1], vedený N.J. Rattenburym (z Jodrell Bank Observatory, Velká Británie), použil gravitační čočkové techniky ke stanovení tvaru hvězdy. Tyto techniky se spoléhají na gravitační ohyb světelných paprsků. Pokud světlo přicházející ze světlého zdroje prochází blízko masivního objektu v popředí, světelné paprsky budou ohnuty a obraz jasného zdroje bude změněn. Pokud je masivní objekt v popředí („čočka“) bodový a dokonale zarovnán se Zemí a světelným zdrojem, bude změněný obraz při pohledu ze Země ve tvaru prstence, tzv. „Einsteinův prsten“. Většina skutečných případů se však od této ideální situace liší a pozorovaný obraz se mění komplikovanějším způsobem. Obrázek níže ukazuje příklad gravitačních čoček masivní kupy galaxií.
Gravitační microlensing, jak jej používá Rattenbury a jeho kolegové, se také spoléhá na vychýlení světelných paprsků gravitací. Gravitační microlensing je termín používaný k popisu gravitačních čočkových událostí, kdy čočka není dostatečně masivní, aby vytvořila rozlišitelné obrazy zdroje pozadí. Účinek lze stále detekovat, protože zkreslené obrazy zdroje jsou jasnější než neosvětlený zdroj. Pozorovatelným účinkem gravitačního mikročočkování je tedy dočasné zjevné zvětšení zdroje pozadí. V některých případech může microlensing efekt zvýšit jas zdroje pozadí faktorem až 1000. Jak již zdůraznil Einstein, zarovnání potřebná pro pozorování microlensing efektu jsou vzácná. Navíc, protože jsou všechny hvězdy v pohybu, účinek je přechodný a neopakující se. Mikrolensingové události se objevují v časových intervalech od týdnů do měsíců a vyžadují zjištění dlouhodobých průzkumů. Tyto programy průzkumu existují od 90. let. Dnes fungují dva průzkumné týmy: japonsko-novozélandská spolupráce známá jako MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) a polsko-princetonská spolupráce známá jako OGLE (Optical Gravitational Lens Experiment). Tým MOA pozoruje z Nového Zélandu a tým OGLE z Chile. Jsou podporovány dvěma navazujícími sítěmi, MicroFUN a PLANET / RoboNET, které provozují asi tucet dalekohledů po celém světě.
Technika microlensing byla použita pro hledání temné hmoty kolem naší Mléčné dráhy a dalších galaxií. Tato technika byla také použita k detekci planet obíhajících kolem jiných hvězd. Rattenbury a jeho kolegové byli poprvé schopni pomocí této techniky určit tvar hvězdy. Mikrolensingová událost, která byla použita, byla detekována v červenci 2002 skupinou MOA. Tato událost se jmenuje MOA 2002-BLG-33 (dále jen MOA-33). Kombinace pozorování této události pěti pozemními dalekohledy spolu s obrázky HST, Rattenbury a jeho kolegové provedli novou analýzu této události.
Čočka události MOA-33 byla binární hvězda a takové systémy binárních čoček produkují microlensing světelné křivky, které mohou poskytnout mnoho informací o zdrojovém i čočkovém systému. Konkrétní geometrie systémů pozorovatele, čočky a zdroje během mikročočkové události MOA-33 znamenala, že pozorované časové závislé zvětšení zdrojové hvězdy bylo velmi citlivé na skutečný tvar samotného zdroje. Tvar zdrojové hvězdy v microlensing událostech je obvykle považován za sférický. Zavedení parametrů popisujících tvar zdrojové hvězdy do analýzy umožnilo určit tvar zdrojové hvězdy.
Rattenbury a jeho kolegové odhadli, že pozadí pozadí MOA-33 je mírně prodloužené, s poměrem mezi polárním a rovníkovým poloměrem 1,02 -0,02 / + 0,04. Avšak vzhledem k nejistotám měření nelze kruhový tvar hvězdy úplně vyloučit. Následující obrázek porovnává tvar hvězdy pozadí MOA-33 s těmi, které byly nedávno měřeny pro Altair a Achernar. Zatímco Altair i Achernar jsou jen pár parseců od Země, hvězda pozadí MOA-33 je vzdálenější hvězdou (asi 5000 parseců od Země). Interferometrické techniky lze skutečně použít pouze na jasné (tedy blízké) hvězdy. Naopak, technika mikročoček umožňuje určit tvar mnohem vzdálenějších hvězd. Ve skutečnosti v současné době neexistuje žádná alternativní technika pro měření tvaru vzdálených hvězd.
Tato technika však vyžaduje velmi specifické (a vzácné) geometrické konfigurace. Ze statistického hlediska tým odhadl, že asi 0,1% všech detekovaných microlensing událostí bude mít požadované konfigurace. Každý rok je pozorováno asi 1 000 mikrolensingových událostí. V blízké budoucnosti by se měli ještě více rozšířit. Skupina MOA v současné době uvádí do provozu nový dalekohled 1,8 m dodávaný do Japonska, který bude detekovat události zvýšenou rychlostí. Skupina vedená USA také zvažuje plány vesmírné mise nazvané Microlensing Planet Finder. Toto je navrženo tak, aby poskytovalo sčítání všech typů planet v Galaxii. Jako vedlejší produkt by také detekoval události jako MOA-33 a poskytoval informace o tvarech hvězd.
Původní zdroj: Jodrell Bank Observatory
