Mikrosoczewkowanie grawitacyjne

W przypadku mikrosoczewkowania grawitacyjnego źródłem światła jest zawsze gwiazda a rolę soczewek spełniają obiekty takie jak brązowe karły, małomasywne gwiazdy, stare białe karły, gwiazdy neutronowe lub czarne dziury. Obserwacja i analiza zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego pozwala więc na zdobywanie bardzo ważnych informacji o masach obiektów będących soczewkami, jak również o ich liczbie w halo Galaktyki, czy też w samej Galaktyce. Ponieważ sytuacja konieczna do zaobserwowania pierścienia Einsteina, czyli taka, w której obserwator, soczewka i gwiazda spełniająca rolę źródła światła znajdują się na jednej linii jest niezwykle mało prawdopodobna, więc zazwyczaj obserwowany jest rozdwojony obraz gwiazdy, przy czym wielkość tego rozdwojenia jest tego rzędu co promień pierścienia Einsteina (czyli ułamków sekund łuku), a więc obserwuje się po prostu wzrost jasności gwiazdy.

 Dokładna analiza zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego została podana w artykule prof. Bohdana Paczyńskiego Grawitational microlensing of the galactic bulge stars (Astrophysical Journal Letters 371,63) z którego zaczerpnięte są dwa poniższe rysunki wyjaśniające naturę tego zjawiska.

Rys. 7 Zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego widziane na sferze niebieskiej.

 Pierwszy z rysunków przedstawia schematycznie zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego tak jak widziane byłoby na niebie, w zależności od wzajemnej odległości źródła światła, czyli gwiazdy i soczewkującej masy, która na środku rysunku zaznaczona jest czarną kropką. Pierścień Einsteina o promieniu wynoszącym tutaj 0",001 i zaznaczony grubym okręgiem odpowiada układowi, w którym gwiazda znajduje się w odległości 8 kpc, a obiekt o masie 1 M_¤ będący soczewką, w odległości 4 kpc. Poziome linie oznaczają możliwe trasy gwiazdy na sferze niebieskiej w różnej odległości od soczewkującej masy i scharakteryzowane są liczbami będącymi stosunkiem tzw. parametru uderzeniowego (p) do promienia pierścienia Einsteina (R₀). Parametr uderzeniowy jest tak zdefiniowany, że jego stosunek do promienia pierścienia Einsteina jest równy 1, gdy gwiazda i soczewka znajdują się w odległości kątowej równej dokładnie promieniowi pierścienia Einsteina. Wzmocnienie jasności gwiazdy (A), powiązane jest z wielkością gwiazdową prostą zależnością Δmag 2.5log A. Oczywiście największe wzmocnienie zachodzi w przypadku, gdy odległość gwiazda - soczewka jest jak najmniejsza, czyli w powyższym przypadku dla p/R₀ = 0.2.

Rys. 8 Krzywe blasku mikrosoczewkowanej gwiazdy w zależności od wzajemnej odległości kątowej soczewki i gwiazdy.

 Drugi z rysunków przedstawia krzywe blasku zjawiska mikrosoczewkowania dla p/R₀ = 0.2, 0.6, 1.0, 1.4. Wielkość t₀ jest zdefiniowana jako czas potrzebny na zmianę wzajemnej odległości kątowej gwiazda - soczewka o jeden promień pierścienia Einsteina i wynosi od kilku miesięcy, dla soczewek o masach gwiazdowych, do kilku godzin, dla soczewek o masach planetarnych.

 Już w 1986 roku prof. Bohdan Paczyński zaproponował poszukiwanie zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego w kierunku do galaktyki w Andromedzie i Obłoków Magellana w celu weryfikacji hipotez zakładających, że większość ciemnej materii w halo naszej galaktyki składa się z brązowych karłów. Pół dekady później, w początkach lat dziewięćdziesiątych rozpoczęły się trzy duże projekty poszukiwania zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego: EROS (fr. Experience de Recherche d'Objects Sombres) - grupa francuska obserwująca z La Silla w Chile w kierunku Wielkiego Obłoku Magellana (połowa 1990), MACHO (ang. Massive Compact Hallo Objects) - grupa amerykańsko - australijska obserwująca z Mount Stromlo w Australii również w kierunku Wielkiego Obłoku Magellana (połowa 1992) oraz OGLE (ang. The Optical Gravitional Lensing Experiment) - grupa polsko - amerykańska obserwująca z Las Campanas w Chile w kierunku Centrum Galaktyki (kwiecień 1992). Należy tutaj zauważyć, że za to pięcioletnie opóźnienie programów obserwacyjnych w stosunku do propozycji prof. Paczyńskiego odpowiadały wzglądy techniczne. Dopiero po pojawieniu się odpowiednich elektronicznych detektorów promieniowania, czyli tzw. CCD i po zwiększeniu się mocy obliczeniowych przetwarzających dane komputerów, możliwe stały się poważne rozważania dotyczące prób detekcji zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Przypomnieć sobie bowiem trzeba, że prawdopodobieństwo zajścia zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego, wymagające ustawienia się obserwatora, soczewki i źródła światła niemal na jednej linii jest bardzo mało prawdopodobne. Obliczenia teoretyczne wykazały, że tylko jedna gwiazda na milion jest w danej chwili pojaśniona o więcej niż 0.3 mag na skutek tego zjawika. Konieczne jest więc monitorowanie wielu milionów gwiazd w ciągu długiego czasu a następnie komputerowa analiza ogromnej ilości danych obserwacyjnych. Niemniej jednak udało się; w październiku 1993 roku wszystkie trzy grupy doniosły o odkryciu pierwszych zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego pokazanych na trzech poniższych rysunkach i scharakteryzowanych w towarzyszących im tabelach.

Rys. 9 Krzywa blasku i charakterystyka pierwszej mikrosoczewki zaobserwowanej przez grupę EROS.

Rys. 10 Krzywa blasku i charakterystyka drugiej mikrosoczewki zaobserwowanej przez grupę EROS.

Rys 11 Krzywe blasku i charakterystyka mikrosoczewki zaobserwowanej przez grupę MACHO.

Rys. 12 Krzywa blasku i charakterystyka mikrosoczewki zaobserwowanej przez grupę OGLE.

Wszystkie trzy krzywe blasku idealnie odpowiadają teoretycznym krzywym blasku mikrosoczewkowanych gwiazd (rys. 8), są bowiem symetryczne względem momentu maksimum blasku oraz achromatyczne - ugięcie promieni nie zależy od długości fali światła. W przypadku obserwacji OGLE, ze względu na konieczność obserwacji dużej ilości gwiazd oraz ze względu na duże poczerwienienie Centrum Galaktyki powodujące małą dokładność pomiarów wskaźnika barwy, zrezygnowano z równie częstego monitorowania obserwowanych pól gwiazdowych w innej barwie a co za tym idzie zrezygnowano z testowania achromatyczności zjawiska.

Dzisiaj, po prawie dziesięciu latach, które upłynęły od czasu odkrycia pierwszych zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego i zarejestrowaniu kilkuset zjawisk tego typu można już wyciągnąć wnioski dotyczące ciemnej materii - okazało się, że w niewielkiej części mogą tworzyć ją takie obiekty jak brązowe karły. Jest to jednak zaledwie jedno z wielu osiągnięć trzech grup zajmujących się poszukiwaniem zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Z tych innych wymienić można chociażby odkrycie ogromnej liczby nowych, nieznanych dotąd typów gwiazd zmiennych, czy też zgromadzenie danych obserwacyjnych pozwalających na badanie struktury naszej galaktyki, jak w przypadku zespołu OGLE, który zebrane przez siebie dane obserwacyjne udostępnił w komputerowych bazach danych. Jest to ogromna ilość danych obserwacyjnych , z których korzystać może cała społeczność astronomiczna świata.