Galaktikaklaster Abell 2218 moonutab mitme kaugema galaktika valgust. Kujutise krediit: ESO. Pilt suuremalt.
Viiskümmend aastat pärast tema surma pakub Albert Einsteini töö endiselt uusi vahendeid meie universumi mõistmiseks. Rahvusvaheline astronoomide meeskond on tähtede kuju määramiseks kasutanud nähtust, mille Einstein esmakordselt ennustas 1936. aastal ja mida kutsuti gravitatsiooniläätsedeks. See nähtus, mis oli tingitud gravitatsiooni mõjust valguskiirtele, viis gravitatsioonilise optika tehnikate, sealhulgas gravitatsioonilise mikrolülituse arendamiseni. See on esimene kord, kui seda tuntud tehnikat kasutatakse tähe kuju määramiseks.
Enamik taevatähti on punktitaolised, mistõttu on nende kuju hindamine väga keeruline. Hiljutised edusammud optilise interferomeetria valdkonnas on võimaldanud mõõta mõne tähe kuju. Näiteks 2003. aasta juunis leiti täht Achernar (Alpha Eridani) kõige lamedamaks täheks, mida eales nähtud, kasutades väga suure teleskoobi interferomeetri vaatlusi (selle avastuse kohta vt ESO pressiteadet). Siiani on teatatud ainult vähestest tähekuju mõõtmistest, osaliselt nende mõõtmise raskuse tõttu. Tähtis on siiski täpse kuju täpsem määramine, kuna sellised mõõtmised aitavad testida tähemudeleid.
Esmakordselt kasutas tähe kuju määramiseks rahvusvaheline astronoomide meeskond [1] eesotsas N. J. Rattenburyga (Jodrell Bank Observatory, Suurbritannia) gravitatsiooniläätse tehnikaid. Need tehnikad sõltuvad valguskiirte gravitatsioonilisest painutamisest. Kui eredast allikast tulev valgus möödub esiplaanil asuva massiivse objekti lähedal, siis valguskiired painutatakse ja ereda allika pilt muutub. Kui esiplaanil olev massiivne objekt ('lääts') on punktikujuline ning Maa ja ereda allikaga suurepäraselt joondatud, on Maast vaadatuna muudetud pilt rõngakujuline, nn Einsteini rõngas. Enamik tegelikke juhtumeid erineb sellest ideaalsest olukorrast ja vaadeldav pilt muutub keerukamaks. Alloleval pildil on kujutatud massiivse galaktikaklastri gravitatsioonilise läätse näit.
Gratentatsiooniline mikrolülitamine, mida kasutavad Rattenbury ja tema kolleegid, tugineb ka valguskiirte gravitatsioonile. Gravitatsiooniline mikrolülitamine on termin, mida kasutatakse gravitatsiooniläätse kirjeldamiseks, kui lääts ei ole piisavalt massiivne, et tekitada taustallikast eraldatavaid pilte. Efekti saab ikkagi tuvastada, kuna allika moonutatud pildid on heledamad kui ühendamata allikad. Gravitatsioonilise mikrolülituse täheldatav mõju on seega taustaallika ajutine näiline suurendus. Mõnel juhul võib mikrolülitus efekt suurendada taustallika heledust kuni 1000-kordselt. Nagu Einstein juba märkis, on mikrolülitamise efekti saavutamiseks vajalikud joond haruldased. Lisaks, kuna kõik tähed on liikumises, on mõju ajutine ja mittekorduv. Mikrolennukatsete sündmused toimuvad nädalate kuni kuude jooksul ja nõuavad pikaajaliste uuringute tuvastamist. Sellised uuringuprogrammid on olnud olemas alates 1990ndatest. Täna tegutseb kaks küsitlusmeeskonda: Jaapani ja Uus-Meremaa koostöö, mida tuntakse nime all MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) ja Poola / Princetoni koostöö, mida tuntakse OGLE (optilise gravitatsioonilise läätse eksperiment) all. MOA meeskond vaatleb Uus-Meremaalt ja OGLE meeskond Tšiilist. Neid toetab kaks järelvõrgustikku, MicroFUN ja PLANET / RoboNET, mis töötavad umbes tosinat teleskoopi kogu maailmas.
Mikrokeeletehnikat on kasutatud tumedate ainete otsimiseks meie Linnutee ja teiste galaktikate ümber. Seda tehnikat on kasutatud ka teiste tähtede ümber tiirlevate planeetide tuvastamiseks. Esmakordselt suutsid Rattenbury ja ta kolleegid selle tehnika abil tähe kuju kindlaks teha. Kasutatud mikrolennu sündmust tuvastas MOA rühm 2002. aasta juulis. Ürituse nimi on MOA 2002-BLG-33 (edaspidi MOA-33). Kombineerides selle sündmuse vaatlusi viie maapealse teleskoobi abil koos HST-piltidega, viisid Rattenbury ja tema kolleegid selle sündmuse uue analüüsi läbi.
Sündmuse MOA-33 objektiiv oli binaarne täht ja sellised binaarsed läätsesüsteemid tekitavad mikrolõikega valguskõveraid, mis võivad anda palju teavet nii lähte- kui ka läätsesüsteemide kohta. Vaatleja, läätse ja allika süsteemide konkreetne geomeetria MOA-33 mikrolülituse ajal tähendas, et lähtetähe täheldatud ajast sõltuv suurendus oli allika enda tegeliku kuju suhtes väga tundlik. Lähtetähe kuju mikrolülituse korral on tavaliselt sfääriline. Lähtetähe kuju kirjeldavate parameetrite tutvustamine analüüsis võimaldas määrata lähtetähe kuju.
Rattenbury ja tema kolleegid hindasid MOA-33 tausttähte kergelt piklikuks ning polaarse ja ekvatoriaalse raadiuse suhe oli 1,02 -0,02 / + 0,04. Arvestades mõõtmise ebakindlust, ei saa tähe ümmargust kuju täielikult välistada. Alloleval joonisel võrreldakse MOA-33 tausttähe kuju hiljuti Altari ja Achernari jaoks mõõdetud tähtedega. Kui nii Altair kui ka Achernar on Maast vaid mõne parseli kaugusel, on MOA-33 tausttäht kaugem täht (umbes 5000 parset Maast). Interferomeetrilisi tehnikaid saab tõepoolest rakendada ainult heledate (seega läheduses asuvate) tähtede suhtes. Vastupidi, mikrolülitamise tehnika võimaldab määrata palju kaugemate tähtede kuju. Tõepoolest, praegu pole kaugete tähtede kuju mõõtmiseks alternatiivset tehnikat.
See tehnika nõuab aga väga spetsiifilisi (ja haruldasi) geomeetrilisi konfiguratsioone. Statistiliste kaalutluste põhjal hindas meeskond, et umbes 0,1% -l kõigist tuvastatud mikrolülituse sündmustest on nõutavad konfiguratsioonid. Igal aastal täheldatakse umbes 1000 mikrolülitamise sündmust. Lähiajal peaks neid veelgi rohkem olema. MOA grupp tellib praegu uue Jaapani tarnitud 1,8 m laiuse teleskoobi, mis tuvastab sündmusi kiiremini. Samuti kaalub USA juhitud grupp kosmosepõhise missiooni plaane nimega Microlensing Planet Finder. Selle eesmärk on pakkuda igat tüüpi planeetide loendust Galaktikas. Kõrvalsaadusena tuvastaks see ka sündmused nagu MOA-33 ja annaks teavet tähtede kuju kohta.
Algne allikas: Jodrelli panga vaatluskeskus
