Galaxy Cluster Abell 2218 يشوه الضوء من عدة مجرات بعيدة. حقوق 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 آينشتاين لأول مرة عام 1936 ، تسمى عدسة الجاذبية ، لتحديد شكل النجوم. أدت هذه الظاهرة ، بسبب تأثير الجاذبية على أشعة الضوء ، إلى تطوير تقنيات البصريات التثاقلية ، من بينها التكاثر الدقيق للجاذبية. إنها المرة الأولى التي يتم فيها استخدام هذه التقنية المعروفة لتحديد شكل النجم.
معظم النجوم في السماء تشبه النقطة ، مما يجعل من الصعب جدًا تقييم شكلها. جعل التقدم الأخير في قياس التداخل البصري من الممكن قياس شكل بعض النجوم. في يونيو 2003 ، على سبيل المثال ، تم العثور على النجم Achernar (Alpha Eridani) ليكون النجم الأكثر سطوعًا على الإطلاق ، باستخدام ملاحظات من مقياس تداخل التلسكوب الكبير جدًا (انظر بيان ESO الصحفي 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 تحديدات أكثر دقة للشكل النجمي ، لأن مثل هذه القياسات تساعد على اختبار النماذج النجمية النظرية.
للمرة الأولى ، قام فريق دولي من علماء الفلك [1] ، بقيادة إن جيه راتنبري (من مرصد جودريل بانك ، المملكة المتحدة) بتطبيق تقنيات العدسات 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 الضخم الأمامي ("العدسة") يشبه النقطة ويتوافق تمامًا مع الأرض والمصدر الساطع ، فإن الصورة المعدلة كما تُرى من الأرض ستكون على شكل حلقة ، تسمى "حلقة أينشتاين". ومع ذلك ، تختلف معظم الحالات الحقيقية عن هذا الوضع المثالي ، ويتم تغيير الصورة المرصودة بطريقة أكثر تعقيدًا. تُظهر الصورة أدناه مثالاً على عدسة الجاذبية بواسطة مجموعة مجرة ضخمة.
تعتمد العدسات الدقيقة الجاذبية ، كما يستخدمها راتنبري وزملاؤه ، أيضًا على انحراف الأشعة الضوئية عن طريق الجاذبية. العدسة الميكروية الجاذبية هي المصطلح المستخدم لوصف أحداث العدسات الثقالية حيث لا تكون العدسة كبيرة بما يكفي لإنتاج صور قابلة للحل لمصدر الخلفية. لا يزال من الممكن الكشف عن التأثير لأن الصور المشوهة للمصدر أكثر سطوعًا من المصدر غير المحمي. وبالتالي فإن التأثير الذي يمكن ملاحظته للتأين الميكروي الجاذبية هو تكبير ظاهر مؤقت لمصدر الخلفية. في بعض الحالات ، قد يزيد تأثير العدسة الميكروية سطوع مصدر الخلفية بعامل يصل إلى 1000. كما أشار آينشتاين بالفعل ، فإن المحاذاة المطلوبة لملاحظة تأثير العدسة الدقيقة نادرة. علاوة على ذلك ، نظرًا لأن جميع النجوم تتحرك ، فإن التأثير عابر وغير متكرر. تحدث أحداث Microlensing على فترات زمنية من أسابيع إلى شهور ، وتتطلب الكشف عن مسوحات طويلة الأجل. توجد برامج المسح هذه منذ التسعينات. اليوم ، يعمل فريقان للمسح: تعاون اليابان ونيوزيلندا المعروف باسم MOA (ملاحظات Microlensing في الفيزياء الفلكية) وتعاون بولندي / برينستون المعروف باسم OGLE (تجربة عدسة الجاذبية البصرية). يراقب فريق MOA من نيوزيلندا وفريق OGLE من تشيلي. وهي مدعومة بشبكتين للمتابعة ، MicroFUN و PLANET / RoboNET ، اللتان تشغلان حوالي 12 تلسكوبًا حول العالم.
تم تطبيق تقنية العدسة الدقيقة للبحث عن المادة المظلمة حول درب التبانة والمجرات الأخرى. كما تم استخدام هذه التقنية للكشف عن الكواكب التي تدور حول النجوم الأخرى. وللمرة الأولى ، تمكن راتنبري وزملاؤه من تحديد شكل النجم باستخدام هذه التقنية. تم الكشف عن حدث العدسة الميكروية الذي تم استخدامه في يوليو 2002 من قبل مجموعة MOA. الحدث يدعى MOA 2002-BLG-33 (فيما بعد MOA-33). قام راتنبري وزملاؤه بإجراء تحليل جديد لهذا الحدث من خلال الجمع بين ملاحظات هذا الحدث من خلال خمسة مقاريب أرضية مع صور HST.
كانت عدسة الحدث MOA-33 نجمًا ثنائيًا ، وتنتج أنظمة العدسات الثنائية هذه أقواس ضوئية دقيقة يمكن أن توفر الكثير من المعلومات حول كل من المصدر وأنظمة العدسات. إن الهندسة الخاصة لأنظمة المراقبة والعدسات والمصدر أثناء حدث العدسة الميكروية MOA-33 تعني أن التكبير المرصود المعتمد على الوقت للنجم المصدر كان حساسًا للغاية للشكل الفعلي للمصدر نفسه. عادةً ما يُفترض أن شكل النجم المصدر في أحداث العدسات الدقيقة كروي. سمح تقديم المعلمات التي تصف شكل النجم المصدر في التحليل بتحديد شكل النجم المصدر.
قدر راتنبيري وزملاؤه أن نجمة الخلفية MOA-33 ممدودة قليلاً ، مع نسبة بين نصف القطر والاستواء من 1.02 -0.02 / + 0.04. ومع ذلك ، نظرًا لعدم اليقين في القياس ، لا يمكن استبعاد الشكل الدائري للنجم تمامًا. يقارن الشكل أدناه شكل نجمة الخلفية MOA-33 مع تلك التي تم قياسها مؤخرًا لكل من Altair و Achernar. في حين أن كل من Altair و Achernar ليسا سوى عدد قليل من فرسخ الأرض من الأرض ، فإن نجمة الخلفية MOA-33 هي نجمة أبعد (حوالي 5000 فرسخ من الأرض). في الواقع ، لا يمكن تطبيق تقنيات 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 جدًا (ونادرة). من الاعتبارات الإحصائية ، قدر الفريق أن حوالي 0.1 ٪ من جميع أحداث العدسات الدقيقة المكتشفة سيكون لها التكوينات المطلوبة. تتم ملاحظة حوالي 1000 حدث من العدسات الدقيقة كل عام. يجب أن يصبحوا أكثر عددًا في المستقبل القريب. تعمل مجموعة MOA حاليًا على تشغيل تلسكوب جديد عريض النطاق 1.8 م مزود من اليابان والذي سيكشف عن الأحداث بمعدل متزايد. كما تدرس مجموعة بقيادة الولايات المتحدة خططًا لمهمة فضائية تسمى Microlensing Planet Finder. تم تصميم هذا لتوفير تعداد لجميع أنواع الكواكب داخل المجرة. كمنتج ثانوي ، فإنه سيكتشف أيضًا أحداثًا مثل MOA-33 ويقدم معلومات حول أشكال النجوم.
المصدر الأصلي: مرصد بنك جودريل
