مجموعة المجرة Abell 2218 تشوه الضوء من عدة مجرات بعيدة. رصيد الصورة: ESO. اضغط للتكبير.
بعد مرور خمسين عامًا على وفاته ، لا يزال عمل ألبرت أينشتاين يوفر أدوات جديدة لفهم كوننا. استخدم فريق دولي من علماء الفلك الآن ظاهرة تنبأ بها أينشتاين لأول مرة في عام 1936 ، تسمى عدسة الجاذبية ، لتحديد شكل النجوم. أدت هذه الظاهرة ، بسبب تأثير الجاذبية على الأشعة الضوئية ، إلى تطوير تقنيات بصريات الجاذبية ، من بينها تقنية الجاذبية الدقيقة. إنها المرة الأولى التي تستخدم فيها هذه التقنية المعروفة لتحديد شكل النجم.
معظم النجوم في السماء تشبه النقطة ، مما يجعل من الصعب للغاية تقييم شكلها. جعل التقدم الأخير في قياس التداخل البصري من الممكن قياس شكل عدد قليل من النجوم. في يونيو 2003 ، على سبيل المثال ، تم العثور على نجم Achernar (Alpha Eridani) ليكون أكثر النجوم تسطحًا على الإطلاق ، باستخدام الملاحظات من مقياس التداخل التلسكوب الكبير جدًا (انظر البيان الصحفي ESO للحصول على تفاصيل حول هذا الاكتشاف). حتى الآن ، تم الإبلاغ عن عدد قليل من القياسات للشكل النجمي ، ويرجع ذلك جزئيًا إلى صعوبة حمل مثل هذه القياسات. ومع ذلك ، من المهم الحصول على مزيد من التحديدات الدقيقة للشكل النجمي ، حيث تساعد هذه القياسات في اختبار النماذج النجمية النظرية.
لأول مرة ، طبق فريق دولي من علماء الفلك [1] ، بقيادة N.J. Rattenbury (من مرصد Jodrell Bank ، المملكة المتحدة) ، تقنيات عدسة الجاذبية لتحديد شكل النجم. تعتمد هذه التقنيات على الانحناء الثقالي لأشعة الضوء. إذا مر الضوء القادم من مصدر ساطع بالقرب من جسم ضخم في المقدمة ، فسوف تنحني أشعة الضوء ، وسيتم تغيير صورة المصدر الساطع. إذا كان الجسم الهائل في المقدمة ('العدسة') يشبه النقطة ويتماشى تمامًا مع الأرض والمصدر الساطع ، فإن الصورة المعدلة كما تُرى من الأرض ستكون شكل حلقة ، ما يسمى 'حلقة أينشتاين'. ومع ذلك ، فإن معظم الحالات الحقيقية تختلف عن هذا الوضع المثالي ، ويتم تغيير الصورة المرصودة بطريقة أكثر تعقيدًا. تُظهر الصورة أدناه مثالاً على انعكاس الجاذبية بواسطة كتلة مجرية ضخمة.
تعتمد عدسة الجاذبية الدقيقة ، كما استخدمها راتنبيري وزملاؤه ، أيضًا على انحراف أشعة الضوء عن طريق الجاذبية. العدسة الدقيقة للجاذبية هي المصطلح المستخدم لوصف أحداث انعكاس الجاذبية حيث لا تكون العدسة ضخمة بما يكفي لإنتاج صور قابلة للحل لمصدر الخلفية. لا يزال من الممكن اكتشاف التأثير لأن الصور المشوهة للمصدر أكثر سطوعًا من المصدر غير المعتمد. وبالتالي ، فإن التأثير الملحوظ لعدسة الجاذبية الدقيقة هو تضخيم ظاهر مؤقت لمصدر الخلفية. في بعض الحالات ، قد يزيد تأثير العدسة الدقيقة من سطوع مصدر الخلفية بعامل يصل إلى 1000. كما أوضح أينشتاين بالفعل ، فإن المحاذاة المطلوبة لتأثير العدسة الدقيقة المراد ملاحظتها نادرة. علاوة على ذلك ، نظرًا لأن جميع النجوم في حالة حركة ، يكون التأثير مؤقتًا وغير متكرر. تحدث أحداث العدسة الدقيقة على مدى فترات زمنية تتراوح من أسابيع إلى شهور ، وتتطلب استطلاعات طويلة الأجل ليتم الكشف عنها. برامج المسح هذه موجودة منذ التسعينيات. اليوم ، يعمل فريقان للمسح: تعاون بين اليابان ونيوزيلندا يُعرف باسم MOA (رصدات العدسة الدقيقة في الفيزياء الفلكية) والتعاون البولندي / برينستون المعروف باسم OGLE (تجربة عدسة الجاذبية البصرية). يراقب فريق MOA من نيوزيلندا وفريق OGLE من تشيلي. وهي مدعومة من قبل شبكتي متابعة ، MicroFUN و PLANET / RoboNET ، تعملان على نحو عشرة تلسكوبات حول العالم.
تم تطبيق تقنية العدسة الدقيقة للبحث عن المادة المظلمة حول مجرتنا درب التبانة والمجرات الأخرى. تم استخدام هذه التقنية أيضًا للكشف عن الكواكب التي تدور حول نجوم أخرى. لأول مرة ، تمكن راتنبيري وزملاؤه من تحديد شكل النجم باستخدام هذه التقنية. تم اكتشاف حدث العدسة الدقيقة الذي تم استخدامه في يوليو 2002 من قبل مجموعة وزارة الزراعة. يحمل هذا الحدث اسم MOA 2002-BLG-33 (يشار إليه فيما بعد بـ MOA-33). بدمج ملاحظات هذا الحدث بواسطة خمسة تلسكوبات أرضية جنبًا إلى جنب مع صور HST ، أجرى Rattenbury وزملاؤه تحليلًا جديدًا لهذا الحدث.
كانت عدسة الحدث MOA-33 عبارة عن نجم ثنائي ، وتنتج أنظمة العدسات الثنائية هذه منحنيات ضوئية ذات عدسات دقيقة يمكنها توفير الكثير من المعلومات حول كل من المصدر وأنظمة العدسة. كانت الهندسة الخاصة للمراقب والعدسة وأنظمة المصدر أثناء حدث العدسة الدقيقة MOA-33 تعني أن التكبير المرصود المعتمد على الوقت لنجم المصدر كان حساسًا للغاية للشكل الفعلي للمصدر نفسه. يُفترض عادةً أن يكون شكل نجم المصدر في أحداث العدسة الدقيقة كرويًا. سمح إدخال المعلمات التي تصف شكل النجم المصدر في التحليل بتحديد شكل النجم المصدر.
قدر راتينبيري وزملاؤه أن نجم الخلفية MOA-33 مستطيل قليلاً ، مع نسبة بين نصف القطر الاستوائي والقطبي 1.02 -0.02 / + 0.04. ومع ذلك ، نظرًا لحالات عدم اليقين في القياس ، لا يمكن استبعاد الشكل الدائري للنجم تمامًا. يقارن الشكل أدناه شكل نجمة الخلفية MOA-33 مع تلك التي تم قياسها مؤخرًا لـ Altair و Achernar. في حين أن كلا من Altair و Achernar ليست سوى بضع فرسخ من الأرض ، فإن نجمة MOA-33 الخلفية هي نجم أبعد (حوالي 5000 فرسخ من الأرض). في الواقع ، لا يمكن تطبيق تقنيات قياس التداخل إلا على النجوم الساطعة (وبالتالي القريبة). على العكس من ذلك ، فإن تقنية العدسة الدقيقة تجعل من الممكن تحديد شكل النجوم البعيدة. في الواقع ، لا توجد حاليًا تقنية بديلة لقياس شكل النجوم البعيدة.
ومع ذلك ، تتطلب هذه التقنية تكوينات هندسية محددة للغاية (ونادرة). من الاعتبارات الإحصائية ، قدر الفريق أن حوالي 0.1٪ من جميع أحداث العدسة الدقيقة المكتشفة سيكون لها التكوينات المطلوبة. يتم ملاحظة حوالي 1000 من أحداث العدسة الدقيقة كل عام. يجب أن يزداد عددهم في المستقبل القريب. تقوم مجموعة وزارة الزراعة حاليًا بتكليف تلسكوب جديد واسع المجال بطول 1.8 متر قدمته اليابان والذي سيكتشف الأحداث بمعدل متزايد. أيضًا ، تدرس مجموعة بقيادة الولايات المتحدة خططًا لمهمة فضائية تسمى Microlensing Planet Finder. تم تصميم هذا لتوفير إحصاء لجميع أنواع الكواكب داخل المجرة. كمنتج ثانوي ، فإنه يكتشف أيضًا أحداثًا مثل MOA-33 ويوفر معلومات عن أشكال النجوم.
المصدر الأصلي: مرصد جودريل بانك