Galaxy Cluster Abell 2218 ทำให้แสงจากกาแลคซีไกลโพ้นมากขึ้น เครดิตรูปภาพ: ESO คลิกเพื่อดูภาพขยาย
ห้าสิบปีหลังจากการตายของเขางานของ Albert Einstein ยังคงมีเครื่องมือใหม่สำหรับทำความเข้าใจจักรวาลของเรา ทีมนักดาราศาสตร์ระหว่างประเทศได้ใช้ปรากฏการณ์นี้เป็นครั้งแรกโดย Einstein ในปี 1936 เรียกว่าเลนส์ความโน้มถ่วงเพื่อกำหนดรูปร่างของดาว ปรากฏการณ์นี้เนื่องจากผลของแรงโน้มถ่วงต่อรังสีของแสงนำไปสู่การพัฒนาเทคนิคเลนส์ความโน้มถ่วงในหมู่พวกเขา microlensing ความโน้มถ่วง นี่เป็นครั้งแรกที่มีการใช้เทคนิคที่รู้จักกันดีนี้เพื่อกำหนดรูปร่างของดาว
ดาวส่วนใหญ่ในท้องฟ้ามีลักษณะคล้ายจุดทำให้ยากต่อการประเมินรูปร่างของมัน ความคืบหน้าล่าสุดของออพติคอลเฟียร์ออปติคอลทำให้สามารถวัดรูปร่างของดาวสองสามดวงได้ ยกตัวอย่างเช่นในเดือนมิถุนายน 2003 ดาว Achernar (Alpha Eridani) ถูกค้นพบว่าเป็นดาวที่แบนที่สุดเท่าที่เคยพบเห็นโดยใช้การสังเกตจากกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก (ดู ESO Press Release เพื่อดูรายละเอียดเกี่ยวกับการค้นพบนี้) จนถึงขณะนี้มีการรายงานรูปร่างของดาวฤกษ์เพียงเล็กน้อยเท่านั้นส่วนหนึ่งเป็นผลมาจากความยากลำบากในการพกพาการวัดดังกล่าว อย่างไรก็ตามมันเป็นสิ่งสำคัญที่จะต้องได้รับการตรวจสอบรูปร่างดาวฤกษ์ที่แม่นยำยิ่งขึ้นเนื่องจากการวัดดังกล่าวช่วยในการทดสอบแบบจำลองทางทฤษฎีของดาวฤกษ์
เป็นครั้งแรกที่ทีมนักดาราศาสตร์นานาชาติ [1] นำโดย N.J. Rattenbury (จาก Jodrell Bank Observatory สหราชอาณาจักร) ใช้เทคนิคการสร้างแรงโน้มถ่วงของเลนส์เพื่อกำหนดรูปร่างของดาว เทคนิคเหล่านี้ขึ้นอยู่กับแรงโน้มถ่วงของการโค้งงอของแสง หากแสงที่มาจากแหล่งกำเนิดแสงผ่านไปใกล้กับวัตถุขนาดใหญ่ที่อยู่เบื้องหน้ารังสีแสงจะโค้งงอและภาพของแหล่งกำเนิดแสงจะเปลี่ยนแปลง หากวัตถุขนาดใหญ่เบื้องหน้า ((เลนส์ ’) มีลักษณะเหมือนจุดและสอดคล้องกับโลกและแหล่งกำเนิดแสงอย่างสมบูรณ์ภาพที่เปลี่ยนแปลงดังที่เห็นจากโลกจะเป็นรูปวงแหวนแหวนที่เรียกว่า' Einstein ' อย่างไรก็ตามกรณีจริงส่วนใหญ่แตกต่างจากสถานการณ์ในอุดมคตินี้และภาพที่สังเกตจะเปลี่ยนไปในทางที่ซับซ้อนมากขึ้น ภาพด้านล่างแสดงตัวอย่างของเลนส์ความโน้มถ่วงโดยกระจุกกาแลคซีขนาดใหญ่
microlensing ความโน้มถ่วงซึ่งใช้โดย Rattenbury และเพื่อนร่วมงานของเขายังอาศัยการเบี่ยงเบนของรังสีแสงด้วยแรงโน้มถ่วง Gravitational microlensing เป็นคำที่ใช้อธิบายเหตุการณ์เลนส์ความโน้มถ่วงที่เลนส์มีขนาดไม่ใหญ่พอที่จะสร้างภาพที่ได้จากแหล่งกำเนิดฉากหลัง สามารถตรวจจับเอฟเฟกต์ได้เนื่องจากภาพที่บิดเบี้ยวของแหล่งกำเนิดแสงนั้นสว่างกว่าแหล่งที่ไม่ได้รับอนุญาต ผลกระทบที่สังเกตได้ของ microlensing ความโน้มถ่วงจึงเป็นกำลังขยายที่ชัดเจนของแหล่งกำเนิดฉากหลัง ในบางกรณีเอฟเฟกต์ microlensing อาจเพิ่มความสว่างของแหล่งฉากหลังได้สูงถึง 1,000 เท่าตามที่ Einstein ชี้ให้เห็นแล้วการจัดตำแหน่งที่จำเป็นสำหรับเอฟเฟกต์ microlensing นั้นหาได้ยาก ยิ่งไปกว่านั้นเมื่อดาวทุกดวงกำลังเคลื่อนที่เอฟเฟ็กต์คือการเปลี่ยนและไม่ซ้ำ กิจกรรม Microlensing เกิดขึ้นในช่วงเวลานับจากสัปดาห์เป็นเดือนและต้องมีการตรวจสอบแบบสำรวจระยะยาว โปรแกรมสำรวจดังกล่าวมีมาตั้งแต่ปี 1990 วันนี้ทีมสำรวจสองทีมปฏิบัติงาน: การทำงานร่วมกันระหว่างญี่ปุ่น / นิวซีแลนด์ที่รู้จักกันในชื่อ MOA (การสังเกตการณ์แบบจุลภาคในดาราศาสตร์) และการทำงานร่วมกันระหว่างโปแลนด์ / พรินซ์ตันที่รู้จักกันในชื่อ OGLE (การทดลองเลนส์แรงโน้มถ่วงแสง) ทีม MOA สำรวจจากนิวซีแลนด์และทีม OGLE จากชิลี พวกเขาได้รับการสนับสนุนโดยเครือข่ายติดตามสองเครือข่ายคือ MicroFUN และ PLANET / RoboNET ซึ่งใช้งานกล้องโทรทรรศน์ประมาณหนึ่งโหลทั่วโลก
ใช้เทคนิค microlensing เพื่อค้นหาสสารมืดรอบทางช้างเผือกและกาแลคซีอื่น ๆ ของเรา เทคนิคนี้ใช้เพื่อตรวจจับดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์อื่นด้วย เป็นครั้งแรกที่ Rattenbury และเพื่อนร่วมงานของเขาสามารถตรวจสอบรูปร่างของดาวโดยใช้เทคนิคนี้ ตรวจพบเหตุการณ์ microlensing ที่ใช้ในเดือนกรกฎาคม 2545 โดยกลุ่ม MOA เหตุการณ์นี้มีชื่อว่า MOA 2002-BLG-33 (ต่อจาก MOA-33) เมื่อรวมการสำรวจของเหตุการณ์นี้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน 5 ดวงพร้อมกับภาพ HST นั้น Rattenbury และเพื่อนร่วมงานของเขาได้ทำการวิเคราะห์เหตุการณ์ใหม่นี้
เลนส์ของเหตุการณ์ MOA-33 เป็นดาวคู่และระบบเลนส์ไบนารีดังกล่าวจะผลิตหลอดไฟไมโครไลเนอร์ที่สามารถให้ข้อมูลมากมายเกี่ยวกับทั้งแหล่งที่มาและระบบเลนส์ รูปทรงเรขาคณิตโดยเฉพาะของผู้สังเกตการณ์เลนส์และระบบแหล่งที่มาในช่วงเหตุการณ์ไมโครโมลาริชั่น MOA-33 นั้นหมายความว่าการขยายขึ้นอยู่กับเวลาที่สังเกตของดาวฤกษ์ต้นทางนั้นมีความอ่อนไหวต่อรูปร่างที่แท้จริงของแหล่งกำเนิด รูปร่างของดาวต้นทางในเหตุการณ์ microlensing มักจะถือว่าเป็นทรงกลม การแนะนำพารามิเตอร์ที่อธิบายถึงรูปร่างของดาวฤกษ์ต้นทางในการวิเคราะห์ทำให้สามารถกำหนดรูปร่างของดาวต้นกำเนิดได้
Rattenbury และเพื่อนร่วมงานของเขาประเมินว่าดาวพื้นหลัง MOA-33 จะยืดออกเล็กน้อยโดยมีอัตราส่วนระหว่างรัศมีขั้วโลกและเส้นศูนย์สูตรเท่ากับ 1.02 -0.02 / + 0.04 อย่างไรก็ตามเนื่องจากความไม่แน่นอนของการตรวจวัดจึงไม่สามารถตัดรูปร่างกลมของดาวออกได้อย่างสมบูรณ์ รูปด้านล่างเป็นการเปรียบเทียบรูปร่างของดาวพื้นหลัง MOA-33 กับที่เพิ่งถูกวัดสำหรับ Altair และ Achernar ในขณะที่ทั้ง Altair และ Achernar เป็นเพียงพาร์สเซคจากโลกเพียงไม่กี่ดวงดาวพื้นหลัง MOA-33 เป็นดาวที่อยู่ไกลกว่า (ประมาณ 5,000 พาร์เซกจากโลก) อันที่จริงเทคนิคการแทรกสอดทางอินเตอร์เฟซสามารถใช้ได้กับดาวฤกษ์ที่สว่าง (ใกล้เคียง) เท่านั้น ในทางตรงกันข้ามเทคนิค microlensing ทำให้สามารถตรวจสอบรูปร่างของดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปได้มากขึ้น อันที่จริงในขณะนี้ยังไม่มีเทคนิคทางเลือกในการวัดรูปร่างของดาวฤกษ์ห่างไกล
อย่างไรก็ตามเทคนิคนี้ต้องการการกำหนดค่าทางเรขาคณิตที่เฉพาะเจาะจง (และหายาก) จากการพิจารณาทางสถิติทีมประเมินว่าประมาณ 0.1% ของเหตุการณ์ microlensing ที่ตรวจพบทั้งหมดจะมีการกำหนดค่าที่จำเป็น มีการเฝ้าสังเกตเหตุการณ์ประมาณ 1,000 microlensing ทุกปี พวกเขาควรเป็นจำนวนมากขึ้นในอนาคตอันใกล้ กลุ่ม MOA กำลังว่าจ้างกล้องดูดาวระยะไกลขนาด 1.8 ม. ซึ่งจัดหาโดยญี่ปุ่นซึ่งจะตรวจจับเหตุการณ์ในอัตราที่เพิ่มขึ้น นอกจากนี้กลุ่มผู้นำสหรัฐกำลังพิจารณาแผนสำหรับภารกิจอวกาศที่เรียกว่า Microlensing Planet Finder นี่คือการออกแบบเพื่อให้การสำรวจสำมะโนประชากรของดาวเคราะห์ทุกประเภทภายในกาแล็กซี่ เป็นผลพลอยได้มันจะตรวจจับเหตุการณ์เช่น MOA-33 และให้ข้อมูลเกี่ยวกับรูปร่างของดาว
แหล่งต้นฉบับ: Jodrell Bank Observatory
