 |
Niniejszy wykład poświęcony jest projektowi mikrosoczewkowania grawitacyjnego, znanemu pod angielską nazwą Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE). Jego głównym, choć nie jedynym celem, jest stwierdzenie obecności ,,ciemnej'', niewidocznej materii w naszej Galaktyce bądź w jej pobliżu, oraz określenie, w jakiej formie i w jakich ilościach występuje ona w naszym otoczeniu. Projekt jest równocześnie jednym z największych w świecie długoterminowych przeglądów nieba.
Problem tak zwanej ciemnej materii jest jednym z najbardziej interesujących zagadnień współczesnej astrofizyki. Od dość dawna wiadomo, że materii we Wszechświecie jest więcej, niż się obserwuje. Dobrze znanym, niemal podręcznikowym przykładem są krzywe rotacji galaktyk. Krzywa rotacji podaje prędkość orbitalną gwiazd w funkcji odległości od centrum galaktyki. Przy danej odległości od centrum, gwiazda porusza się tym szybciej, im większa jest masa zawarta wewnątrz jej orbity.
Obserwacje ruchu gwiazd w galaktykach wskazują, że dla dużych odległości od centrum prędkość jest znacznie większa, niż można to przewidzieć na podstawie rozkładu widocznej, ,,świecącej'' materii. Jedynym rozsądnym wytłumaczeniem jest hipoteza, że duża część materii nie świeci, chociaż wywiera wpływ na obserwowany rozkład prędkości gwiazd.
Zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego pozwala na wykrycie tej ciemnej, nie świecącej materii. Metoda obserwacyjna wykorzystująca to zjawisko jest niezwykle elegancka i prosta.
Wyobraźmy sobie, że w pewnej odległości od obserwatora znajduje się źródło światła: gwiazda lub odległa galaktyka. Może się zdarzyć, że w pobliżu linii łączącej źródło i obserwatora znajdzie się masywny, ciemny obiekt. Jak wiadomo, pole grawitacyjne takiego obiektu powoduje ugięcie promieni świetlnych wysyłanych przez źródło. W efekcie obserwowany obraz źródła nie będzie punktowy, lecz rozdwojony.
Tego typu obiekty zostały zaobserwowane przez astronomów już ponad 20 lat temu. Klasycznym przykładem soczewkowania grawitacyjnego jest ,,krzyż Einsteina'', czyli poczwórny obraz odległego kwazara. Obiektem soczewkującym jest w tym przypadku galaktyka, również widoczna w teleskopach na tle obrazu kwazara.
Kwazary znajdują się w ogromnych odległościach od Ziemi, rzędu kilku - kilkunastu megaparseków, mamy tu więc do czynienia z soczewkowaniem w skali kosmologicznej. Nas interesuje problem, jak zjawiska tego typu wyglądają w skali lokalnej, rzędu kiloparseków, gdy źródła światła znajdują się wewnątrz naszej Galaktyki.
Teoretycznie możemy przewidzieć wygląd obrazu, jakiego należy się spodziewać w wyniku mikrosoczewkowania grawitacyjnego na niewielkim, punktowym obiekcie znajdującym się stosunkowo blisko. W wyidealizowanej sytuacji, gdy światło jest uginane przez punktowy obiekt soczewkujący, ustawiony dokładnie na linii łączącej źródło i obserwatora na Ziemi, zobaczymy świetlną obwódkę wokół centrum soczewkującego, tzw. pierścień Einsteina. W miarę odsuwania się soczewki od linii źródło-obserwator, pierścień ten rozpadnie się na dwie części, położone po przeciwnych stronach centrum. Przy danej geometrii, kątowa odległość między obrazami zależy od masy obiektu soczewkującego. Obserwacje mikrosoczewkowania stanowią zatem metodę pozwalającą na wyznaczanie mas tego typu obiektów.
Problem polega na tym, że jeśli źródło światła znajduje się w naszej Galaktyce (w odległości rzędu kilku kpc), to typowa odległość kątowa między obrazami powstałymi w wyniku mikrosoczewkowania będzie niezwykle mała, rzędu tysięcznej części sekundy łuku. Inaczej niż w przypadku soczewkowania ,,kosmologicznego'', gdy źródłami światła są kwazary lub odległe galaktyki, nie możemy tutaj liczyć na bezpośrednie zarejestrowanie obrazu, nawet przy użyciu instrumentów optycznych umieszczonych w przestrzeni kosmicznej.
Na szczęście okazało się, że całkowita jasność obrazów wytworzonych w wyniku soczewkowania jest większa, niż pierwotna jasność źródła. Ponieważ wszystkie obiekty w Galaktyce nieustannie się poruszają, geometria układu źródło - soczewka - Ziemia będzie się zmieniała w czasie. W związku z tym, w miarę przesuwania się soczewki pomiędzy źródłem światła a Ziemią, powinniśmy obserwować zmianę jasności źródła. Gdy soczewka przybliża się do osi źródło - obserwator, natężenie światła rośnie, po przejściu soczewki przez najbliższy punkt jasność zacznie maleć i po pewnym czasie wraca do pierwotnej wartości. Obserwujemy zatem ,,dzwonowatą'' krzywą blasku o wyraźnym, symetrycznym maksimum. Maksymalne pojaśnienie gwiazdy jest tym większe, im bliżej osi przeszła soczewka.
Z obserwacji otrzymujemy czas charakterystyczny zjawiska, który jest równy stosunkowi promienia pierścienia Einsteina do prędkości prostopadłej obiektu soczewkującego, czyli prędkości, z którą przecina on linię obserwator - źródło. Ponieważ w przypadku pojedynczego zjawiska mikrosoczewkowania prędkość obiektu soczewkującego jest trudna do określenia, podobnie jak promień pierścienia Einsteina, nie możemy bezpośrednio wyznaczyć masy soczewki. Aby z obserwacji soczewkowania wnioskować o rozkładzie ciemnej materii w Galaktyce, potrzebne jest zgromadzenie obserwacji dużej liczby zjawisk i ich analiza statystyczna.
Niestety, prawdopodobieństwo ustawienia trzech ciał w przestrzeni (źródło światła, obiekt soczewkujący, obserwator) w przybliżeniu wzdłuż jednej linii jest bardzo małe, toteż prawdopodobieństwo zarejestrowania zjawiska mikrosoczewkowania jest niewielkie. Nawet w najbardziej odpowiednich obszarach nieba prawdopodobieństwo jest rzędu jednego zjawiska na milion obserwowanych gwiazd na rok. Szukanie zjawisk mikrosoczewkowania przypomina więc szukanie igły w stogu siana.
Idea wykorzystania zjawisk mikrosoczewkowania do badania ciemnej materii została zaproponowana w połowie lat 80. przez prof. Bohdana Paczyńskiego z Princeton University. W roku 1992 rozpoczęła się pierwsza faza długoskalowego projektu obserwacyjnego ,,Optical Gravitational Lensing Experiment'' (OGLE), którego głównym celem było poszukiwanie zjawisk mikrosoczewkowania. Już w 1993 roku zarejestrowano pierwszy przypadek mikrosoczewkowania w kierunku Centrum Galaktyki.
W pierwszych kilku latach działania projektu OGLE zaobserwowano kilkanaście przypadków mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Wszystkie krzywe jasności dokładnie odpowiadały teoretycznym modelom mikrosoczewkowania, i społeczność astronomiczna nie miała wątpliwości, że to zjawisko rzeczywiście zostało zaobserwowane. W ten sposób została potwierdzona idea prof. Paczyńskiego, dotycząca istnienia mikrosoczewek.
Identyfikacja soczewek to dopiero początek pracy, następnym etapem jest ich ,,zważenie''. W tym celu potrzebujemy jak największej liczby obserwacji. Ze względu na zależność przebiegu zjawiska mikrosoczewkowania od masy obiektów soczewkujących, geometrii zjawiska i rozkładu prędkości transwersalnej gwiazd w Galaktyce, w pojedynczych przypadkach trudno jest ocenić, jaka jest dokładnie masa obiektu soczewkującego.
Od początku było jasne, że w celu zwiększenia możliwości obserwacyjnych konieczne jest zbudowanie teleskopu dedykowanego specjalnie do tego celu. Teleskop taki powstał w latach 1995-96. Zaprojektowano go w Obserwatorium Astronomicznym UW, znajduje się w obserwatorium Las Campanas w Chile. Jego instrumentarium skonstruowano specjalnie pod kątem potrzeb projektu OGLE
|
|
Dzięki nowemu teleskopowi możliwości obserwacyjne projektu OGLE znacznie wzrosły. W krótkim czasie udało się uzyskać dużo większy strumień danych i zwiększyć liczbę obiektów, które projekt obejmuje obserwacjami.
Do regularnych obserwacji w ramach projektu OGLE wybrano m.in. pola gwiazdowe w kierunku centrum Galaktyki, gdzie występuje duża liczba gwiazd na jednostkę powierzchni nieba. W sezonach 1997-99 zebrano ponad 4,5 mld pomiarów fotometrycznych gwiazd z tego obszaru. W wyniku tych badań udało się zidentyfikować około 150 zjawisk mikrosoczewkowania. Zaobserwowane zjawiska były bardzo różnorodne, zarówno pod względem czasu trwania (od 2,5 do 100 dni), jak i wzmocnienia blasku gwiazdy.
 |
 |
Odchyłki od ,,zwykłego'' przebiegu krzywej blasku w pobliżu maksimum, obserwowane w zjawiskach o dużym wzmocnieniu, mogą być wywołane przez obecność planet wokół gwiazd. Mikrosoczewkowanie grawitacyjne uważa się obecnie za jedną z najbardziej obiecujących technik, która może posłużyć do odkrywania planet wokół gwiazd o różnych typach widmowych i w szerokim przedziale mas planet. Dzieje się tak dlatego, że przy odpowiednio precyzyjnych obserwacjach maksimum krzywej blasku zjawiska mikrosoczewkowania jest ono czułe nawet na obecność planet o masach mniejszych niż masa Ziemi.
Precyzyjne pomiary krzywej blasku możliwe są dzięki uruchomionemu w maju 1998 roku ,,systemowi wczesnego ostrzegania'' (Early Warning System, EWS), który pozwala na wykrycie soczewek zaraz po pojawieniu się, jeszcze w czasie ich trwania. Z danych tego systemu korzysta kilka projektów typu ,,follow-up'' (np. PLANET, MPS, MOA). Ich celem jest zebranie dokładnych danych fotometrycznych, z rozdzielczością czasową rzędu kilku minut, co między innymi umożliwia wykrywanie ewentualnych planet. Są już pierwsze doniesienia o obserwacjach odchyleń, wskazujących na istnienie planet wokół soczewkowanych gwiazd.
Kolejnym obiektem badań projektu OGLE jest dysk galaktyczny. Obserwacje tego typu są potencjalnym źródłem informacji o budowie Galaktyki. Zespół OGLE odkrył pierwszą soczewkę znajdującą się w ramionach spiralnych Galaktyki. Na krzywej blasku tego zjawiska widać tzw. efekt paralaksy ziemskiej. Blask gwiazdy po osiągnięciu maksimum maleje nieco wolniej, niż przewiduje to standardowa teoria. Jest to spowodowane zmianami kierunku prędkości Ziemi względem źródła światła, efekt ten dotyczy oczywiście soczewek o odpowiednio długim czasie trwania.
 |
 |