Twoja wyszukiwarka

JANUSZ OSARCZUK
W POSZUKIWANIU NIEWIDZIALNEGO
Wiedza i Życie nr 7/1999
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 7/1999

CZY W CIEMNYM POKOJU MOŻNA ZOBACZYĆ CZARNEGO KOTA? WYDAJE SIĘ, ŻE ODPOWIEDŹ NA TO PYTANIE JEST JEDNOZNACZNIE NEGATYWNA. W ASTRONOMII ZDARZAJĄ SIĘ JEDNAKWYJĄTKI...

Kiedy 21 września 1993 roku w Centrum Astronomicznym im. Mikołaja Kopernika w Warszawie rozpoczynały się obrady XXVI Zjazdu Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, nic nie zapowiadało sensacji. Gdy jednak na mównicy pojawił się jeden z najwybitniejszych współczesnych astrofizyków - profesor Bohdan Paczyński- zamiast oczekiwanego referatu o rozbłyskach gamma zebrani usłyszeli coś zupełnie innego. Profesor Paczyński, który kilka lat wcześniej opracował nową metodę poszukiwania ciemnej materii, podekscytowanym głosem doniósł o jej pierwszym sukcesie. Trzy działające niezależnie zespoły (wśród nich polski) zaobserwowały kluczowe w tej metodzie zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Astronomowie otrzymali nowe, potężne narzędzie do badania rozkładu masy w Galaktyce. Pierwszy kamień milowy na drodze do rozwiązania zagadki ciemnej materii mieli już za sobą.

Ryc.1. Schemat zjawiska soczewkowania grawitacyjnego. Promienie świetlne biegnące ze źródła Z są zakrzywiane w polu grawitacyjnym soczewki S. Obserwator O widzi dwa obrazy źródła: Z' i Z". Gdy kąty ugięcia D1 i D2są bardzo małe, wówczas obrazy Z' i Z" zlewają się ze źródłem i obserwator dostrzega jedynie podwyższenie jego jasności

Rys. Janusz Osarczuk

Nasza Galaktyka, nazywana także Układem Drogi Mlecznej lub po prostu Drogą Mleczną, jest zbudowana z kilku przenikających się części, które w astronomii noszą nazwę podsystemów (ramka: Budowa Galaktyki niżej). W każdym podsystemie gęstość materii widzialnej maleje w miarę oddalania się od centrum Galaktyki i zbliżania się ku jej peryferiom. Na skraju galaktycznego halo praktycznie nie obserwuje się już gwiazd, ale - jak wykazują badania radiowe - ta okolica Galaktyki nie jest całkowicie pusta. Kryje się w niej gazowe przedłużenie galaktycznego dysku, które za pomocą radioteleskopów można nie tylko zaobserwować, lecz także dokładnie zbadać jego ruchy. Wiemy stąd, że ów gazowy dysk (którego głównym składnikiem są atomy wodoru) wiruje wokół centrum Galaktyki w tempie jednego obrotu na kilkaset milionów lat. Ten ślimaczy z pozoru obrót jest jednak dla astronomów o wiele za szybki!

Aby zrozumieć ich niepokój, przypomnijmy sobie, że Ziemia utrzymuje się na orbicie dzięki temu, iż siła, z jaką jest przyciągana przez Słońce, jest równoważona przez związaną z ruchem naszej planety siłę odśrodkową. Wyobraźmy sobie teraz, że tuż obok Słońca pojawił się jego bliźniak. Jak ma zareagować Ziemia, jeśli nadal chce się utrzymać na swej dotychczasowej orbicie? Ponieważ zwiększyła się siła przyciągania, musi również wzrosnąć siła odśrodkowa: nasza planeta musi zacząć krążyć odpowiednio szybciej. Jeżeli znamy masę ciała centralnego (w naszym przykładzie - podwojoną masę Słońca), możemy tę nową prędkość bardzo dokładnie obliczyć. I odwrotnie: jeżeli znamy nową prędkość Ziemi, możemy bardzo precyzyjnie obliczyć, o ile zwiększyła się masa ciała centralnego.

Znając prędkość, z jaką wiruje gazowy dysk w galaktycznym halo, możemy w podobny (choć znacznie bardziej skomplikowany) sposób obliczyć masę Galaktyki. Masę tę znamy również z prostych obserwacji polegających na pracowitym liczeniu gwiazd. Problem pojawia się wtedy, gdy masę wyliczoną z prędkości (w ślad za astronomami będziemy ją nazywać masą grawitacyjną) porównujemy z masą "gwiazdową" (którą będziemy nazywać masą świecącą). Okazuje się bowiem, że grawitacyjna masa Galaktyki jest kilkakrotnie większa niż jej masa świecąca!

Ryc. 2. Teoretyczne krzywe jasności gwiazdy, której blask jest wzmacniany przez efekt mikrosoczewkowania grawitacyjnego (z lewej). Otrzymuje się je, gdy gwiazda przesuwa się na niebie względem soczewki L w sposób pokazany na rysunku (z prawej). Kąt QE (promień tzw. pierścienia Einsteina) ma wartość kilku milisekund łuku

Rys. Janusz Osarczuk wg szkicu grupy AGAPE

Rozbieżność utrzymuje się także i wtedy, gdy masę świecącą powiększymy o masę rozproszonej materii międzygwiazdowej, którą możemy obserwować w innych zakresach widma elektromagnetycznego niż widzialny (np. na falach radiowych lub w podczerwieni). Chcąc nie chcąc, musimy więc przyjąć, że w zewnętrznych (a prawdopodobnie także i w wewnętrznych częściach Galaktyki) istnieje "ciemna" materia, której masa wielokrotnie przewyższa masę jej świecącej odpowiedniczki. Idąc jeszcze dalej i przyjmując tezę, że Droga Mleczna jest typową przedstawicielką obiektów swojej klasy, można dojść do - paradoksalnego być może - wniosku, iż większości materii występującej we Wszechświecie po prostu nie widzimy!

Problem brakującej masy jest jedną z najważniejszych nie rozwiązanych zagadek współczesnej astrofizyki. O ile obecnie nie mamy już wątpliwości co do istnienia ciemnej materii, to kwestia jej natury, struktury i ilości wciąż pozostaje niewyjaśniona. O wadze zagadnienia niech świadczy fakt, że jego rozwiązanie może przynieść odpowiedź nie tylko na pytanie o budowę Drogi Mlecznej czy innych galaktyk. Dzięki precyzyjnemu wyznaczeniu całkowitej gęstości materii we Wszechświecie będziemy mogli poznać jego przyszłość (tzn. odpowiedzieć na pytanie, czy będzie się on wiecznie rozszerzać, czy kiedyś zacznie się kurczyć). Ten - wydawałoby się czysto astronomiczny- problem ma więc implikacje natury filozoficznej. Według najnowszych informacji, średnia gęstość materii we Wszechświecie jest zbyt niska, by wstrzymać jego ekspansję [patrz: Hipernowe i magnetary - wydarzenia roku 1998 w astronomii, "WiŻ" nr 1/1999]; nie oznacza to jednak, że ciemnej materii w ogóle w nim nie ma [patrz: Ciemna materia we Wszechświecie, "WiŻ" nr 10/1998].

Wkrótce po sformułowaniu zagadnienia brakującej masy zaczęto podejmować próby rozwiązania zagadki. Pojawiło się kilka - z konieczności pośrednich- sposobów badania ciemnej materii. Niestety, nie przyniosły one znaczących rezultatów i do połowy lat osiemdziesiątych sytuacja wyglądała na beznadziejną. W 1986 roku profesor Paczyński wpadł na wspomniany już pomysł wykorzystania zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego i opisał go w dwóch artykułach, które ukazały się w czasopiśmie "The Astrophysical Journal".

Ryc. 3. Pierwsze zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego odkryte w programie OGLE. Zdjęcia tego samego fragmentu nieba wykonano w odstępie kilku miesięcy

Soczewkowanie grawitacyjne (ryc. 1) polega na ugięciu promieni świetlnych w polu grawitacyjnym obiektu, który przez analogię do zjawisk optycznych nazywamy obiektem ogniskującym lub po prostu soczewką [patrz: Zobaczyć własne plecy, "WiŻ" nr 11/1997]. Ugięcie jest tym większe (czyli ogniskowanie jest tym silniejsze), im większą masę posiada soczewka oraz im bliżej niej biegnie promień. W wyniku ugięcia obserwator widzi nie źródło światła, lecz jego obraz lub obrazy. Ilość oraz jasność obrazów zależy od względnego położenia źródła światła, soczewki oraz obserwatora. Na niebie obrazy są odsunięte od miejsca, w którym znajduje się ogniskowany obiekt, o tzw. kąt ugięcia. Jest on zwykle bardzo mały i wyraźnie rozdzielone obrazy źródła możemy dostrzec tylko wtedy, gdy soczewka jest dużą galaktyką lub gromadągalaktyk.

Gdy soczewka ma masę nie większą niż 106 Mo (milion mas Słońca), kąty ugięcia są tak małe, że do zaobserwowania osobnych obrazów nie wystarczają nawet największe teleskopy. Mamy wtedy do czynienia z mikrosoczewkowaniem, które obserwujemy jako zwiększenie jasności źródła. Gdyby wszystkie części układu utworzonego przez źródło, soczewkę i obserwatora były nieruchome względem siebie, wykrycie efektu mikrosoczewkowania okazałoby się niemożliwe. Ponieważ jednak w przestrzeni kosmicznej nie ma obiektów nieruchomych, elementy opisanego układu przemieszczają się względem siebie. Wyraźne zwiększenie blasku źródła może nastąpić dopiero przy ich dogodnym ustawieniu. Jest ono zwykle krótkotrwałe, a czas jego trwania zależy od masy soczewki, szybkości, z jaką soczewka porusza się na niebie względem źródła, oraz minimalnej odległości, na jaką zbliża się do prostej łączącej źródło z obserwatorem. Aby wykryć mikrosoczewkowanie, należy więc po prostu wpatrywać się w gwiazdę i... czekać!

Ryc. 4. Programy obserwacji mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Kolorem niebieskim oznaczono nazwy grup badawczych, kolorem zielonym - nazwy galaktyk, a kolorem czerwonym - nazwy części składowych galaktyk

Rys. Janusz Osarczuk wg szkicu grupy AGAPE

Do identyfikacji zjawiska mikrosoczewkowania używa się krzywej jasności (zwanej też krzywą blasku), czyli wykresu ilustrującego zmiany jasności obiektu w czasie (ryc. 2). Wyobraźmy sobie gwiazdę, która przez cały czas świeci z taką samą jasnością. Dopóki nie wystąpi efekt soczewkowania, krzywa jej blasku będzie poziomą linią prostą (równoległą do osi czasu). Gdy jednak między nami i gwiazdą przesunie się soczewka, obserwowana jasność gwiazdy wzrośnie aż do osiągnięcia pewnego maksimum, po czym opadnie i osiągnie poprzedni poziom.

W tym miejscu docieramy do sedna metody profesora Paczyńskiego. Okazuje się bowiem, że po zaobserwowaniu dostatecznie wielu zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego można pokusić się o ocenę masy typowego obiektu ogniskującego.

Ryc. 5. Pola obserwacyjne grupy MACHO w Małym Obłoku Magellana

Źródło: MACHO collaboration

Zatem jesteśmy zdolni wyznaczyć masę ciał zbudowanych z ciemnej materii i oszacować całkowitą jej ilość w Galaktyce (zakładamy tu oczywiście, że ciemna materia występuje w postaci oddzielnych obiektów, a nie np. rozproszonych obłoków). W codziennym życiu wyznaczanie masy, czyli ważenie, wymaga dotknięcia ważonego przedmiotu. Można więc powiedzieć, że dzięki metodzie profesora Paczyńskiego nie tylko "widzimy niewidzialne", lecz także "dotykamy niedotykalnego".

Czy jednak ta doskonale opracowana od strony teoretycznej metoda może sprawdzić się w praktyce? Jakie są szanse jej powodzenia? Oddajmy głos profesorowi Paczyńskiemu, który w pracy Mikrosoczewkowanie grawitacyjne przez halo galaktyczne pisał: Jeżeli halo naszej Galaktyki składa się z obiektów mniejszych niż 1028 Mo, wówczas istnieje prawdopodobieństwo rzędu 1026, że każda gwiazda w pobliskiej galaktyce będzie silnie mikrosoczewkowana w dowolnym czasie. Zjawisko soczewkowania będzie trwało około 2 godzin, jeśli typowy obiekt "ciemnego halo" posiada masę 1026 Mo, a około 2 lat w przypadku obiektu o masie 100 Mo... (tłum. autora).

Początkowo profesor Paczyński proponował, aby szukać mikrosoczewek w dwóch najbliższych galaktykach - Obłokach Magellana. Pięć lat później, w artykule Mikrosoczewkowanie grawitacyjne gwiazd galaktycznego wybrzuszenia centralnego, wskazał, iż równie dobrym "terenem łowów na mikrosoczewki" jest zawierające ogromne ilości gwiazd centrum Drogi Mlecznej. Napisał wtedy: Czas trwania zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego jest proporcjonalny do pierwiastka kwadratowego z masy soczewki i zawiera się pomiędzy 1 tygodniem a 1 miesiącem dla soczewek o masie 0.1-1 M(. Średnia ilość zdarzeń ze wzrostem jasności 0.3m [0.3 magnitudo, czyli wielkości gwiazdowej, odpowiada wzrostowi jasności o 32% - przyp. autora] wynosi około 4 rocznie na 106 gwiazd. Jeżeli w dysku galaktycznym istnieją brązowe karły (ramka: Brązowe i czerwone karły poniżej) o masie0.01-0.1 M(, wtedy średnia liczba zdarzeń o wzroście jasności większym niż 0.3m wynosi około 17 rocznie na 106gwiazd, a skala czasowa zjawiska zawiera się pomiędzy 3 a 20 dniami... (tłum. autora).

Ryc. 6. Lokalizacja obiektów ogniskujących. W przypadku obserwacji Drogi Mlecznej lub Obłoków Magellana obiekty te znajdują się w halo naszej Galaktyki; w przypadku obserwacji galaktyki Andromedy w jej halo

Rys. Janusz Osarczuk wg szkicu grupy AGAPE

Cytowane fragmenty prac pro-fesora Paczyńskiego zwracają uwagę na niskie prawdopodobieństwo detekcji mikrosoczewek: od kilku do kilkunastu zjawisk rocznie na milion gwiazd. Aby wykryć pojedyncze zjawiska mikrosoczewkowania, musimy monitorować olbrzymie ilości (dosłownie miliony) gwiazd. Dopiero wtedy mamy szansę, że w morzu danych znajdziemy kilka obserwacyjnych pereł (szansa zaobserwowania zjawiska rośnie jednak ze wzrostem czasu, jaki przeznaczamy na obserwacje: jeżeli w ciągu roku spodziewamy się ujrzeć dziesięć mikrosoczewek, to w ciągu dwóch lat powinniśmy zobaczyć ich dwadzieścia).

Kolejne problemy wiążą się ze skalą czasową zjawiska. Wzrost blasku gwiazdy trwa kilka godzin dla soczewki o masie Księżyca, dwa miesiące dla soczewek o masie Słońca i dwa lata dla czarnej dziury o masie 100 Mo. Wykrycie ciemnego obiektu o masie mniejszej niż masa Słońca staje się więc nie lada wyczynem: związane z nim zjawisko mikrosoczewkowania możemy bardzo łatwo przegapić, jeśli nie prowadzimy regularnych, conocnych obserwacji.

W drugiej połowie lat osiemdziesiątych nie istniały możliwości techniczne obserwacji mikrosoczewkowania. Postęp technik obserwacyjnych i komputerowych był jednak tak szybki, że już kilka lat później "słowo stało się ciałem" i rozpoczęto intensywne "polowanie" na ciemną materię. Prawie jednocześnie ruszyło kilka międzynarodowych projektów badawczych. Jeden z nich o nazwie OGLE (od ang. Optical Gravitational Lensing Experiment, czyli eksperyment optycznego soczewkowania grawitacyjnego), jest prowadzony przez polsko-amerykańskągrupę uczonych, której trzon stanowią astronomowie z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego.

Ryc. 7. Krzywa jasności gwiazdy o stałym blasku, który został wzmocniony przez soczewkę złożoną z gwiazdy i obiegającej ją planety (schematycznie)

Rys. Janusz Osarczuk

OGLE to przedsięwzięcie wieloetapowe i długofalowe (fot. na s. 62). Jego pierwszy etap rozpoczął się w 1992 roku i trwał cztery pełne sezony obserwacyjne. Obserwacje prowadzono w Las Campañas w Chile. Udostępniony przez Carnegie Institution teleskop o średnicy 1 m kierowano na wybrzuszenie centralne Galaktyki (gwiazdozbiór Strzelca). Plonem tego etapu było 19 zjawisk mikrosoczewkowania. Przebieg pierwszego z nich, wykrytego w 1993 roku (ryc. 3), wskazywał na to, że soczewka jest ciałem o masie około 30% Mo. Podobne wartości masy soczewki otrzymano w pozostałych przypadkach.

Drugi etap OGLE rozpoczął się 6 stycznia 1997 roku. Astronomowie mają obecnie do dyspozycji nowy, całkowicie polski, a przy tym większy i lepszy teleskop o średnicy 1.3 m (znajduje się on również w Las Campañas). Za jego pomocą obserwuje się wybrzuszenie centralne, dysk galaktyczny oraz Wielki i Mały Obłok Magellana. Ulepszenie aparatury badawczej umożliwia rejestrację większej liczby odkryć i pozwala oczekiwać, iż etap ten przyniesie jeszcze ciekawsze wyniki niż poprzedni.

Inne grupy zaangażowane w badanie zjawiska mikrosoczewkowania obserwują zarówno Drogę Mleczną, jak i sąsiednie galaktyki (ryc. 4). Warto zwrócić uwagę, że poszczególne zespoły podzieliły obserwowane przez siebie obiekty- każdy własną metodą - na części. Przykładowo, ryc. 5 przedstawia pola obserwacyjne amerykańsko-australijskiej grupy MACHO w Małym Obłoku Magellana. Wszystkie pola mają równą powierzchnię odpowiadającą polu widzenia używanego teleskopu. Oczywiście, im więcej gwiazd znajduje się w danym polu, tym większe są szanse na detekcję mikrosoczewkowania w jego obrębie.

Zdecydowana większość projektów opiera się na monitorowaniu gwiazd w Drodze Mlecznej lub Obłokach Magellana. Wyjątkiem jest francusko-angielsko-szwajcarskizespół AGAPE, który poszukuje soczewek w halo galaktyki M31, zwanej także Mgławicą Andromedy (ryc. 6). Jest to zadanie znacznie trudniejsze, toteż nie należy się dziwić, że rejestruje on znacznie mniej zjawisk niż pozostałe zespoły. Bardzo interesującego i nietypowego zadania podjęli się naukowcy z Holandii, USA, RPA, Nowej Zelandii i Australii, uczestniczący w programie PLANET: poszukują zjawisk mikrosoczewkowania wywołanych przez zwykłe gwiazdy z krążącymi wokół nich planetami. Takie zjawiska charakteryzują się nieco inną krzywą blasku (ryc. 7).

Nie wdając się w szczegóły, można powiedzieć, że planeta dodatkowo ogniskuje światło wstępnie zogniskowane przez gwiazdę, co objawia się w postaci gwałtownego i krótkotrwałego wzrostu jasności obserwowanego źródła światła (całe przedsięwzięcie ma oczywiście szanse powodzenia tylko wtedy, gdy gwiazda-soczewka świeci na tyle słabo, że nie widać jej na tle gwiazdy-źródła). Niestety, wychwycenie takich "igieł" na krzywej jasności nie należy do zadań łatwych.

Teleskop z grupy OGLE jest w tej chwili największym polskim teleskopem. Znajduje się w należącym do Carnegie Institution obserwatorium Las Campan~as, które jest położone na wysokości 2300 m n.p.m. w Andach Chilijskich na południowym skraju pustyni Atacama.

Z lewej) Kopuła (z tyłu po prawej - budynek z pomieszczeniami dla obserwatorów). W środku) Dolna część teleskopu. Kolor żółty - tzw. montaż umożliwiający nastawianie teleskopu na wybrane obiekty. Kolor biały - obudowa zwierciadła głównego o średnicy 130 cm. Na pierwszym planie pod zwierciadłem- kamera CCD, która co noc fotografuje kilka do kilkunastu milionów gwiazd. Z prawej) Konstrukcja teleskopu. Żółty montaż zasłania zwierciadło główne. Wewnątrz niebieskiego cylindra w środku ażurowego tubusa mieści się zwierciadłowtórne

Zdjęcia: OGLE

Błędy obserwacyjne są na razie na tyle duże, że uniemożliwiają jednoznaczną identyfikację tego typu soczewek. Niemniej, kandydaci do tej roli zostali już dostrzeżeni i czekają na pozytywną weryfikację.

Od 1993 roku badania mikrosoczewkowania grawitacyjnego toczą się praktycznie bez przerwy. Dzięki temu udało się już zarejestrować kilkaset takich zjawisk. Do osiągnięcia tak pokaźnej liczby przyczynił się fakt, iż każdej nocy każdy zespół bada naprawdę olbrzymie ilości gwiazd. Kilkaset udokumentowanych zjawisk pozwala już myśleć o zastosowaniu analizy statystycznej, której efektem będzie znacznie lepsze poznanie natury soczewkujących obiektów. Uzyskane do tej pory dane pozwalają sądzić, że większość zaobserwowanych zjawisk mikrosoczewkowania jest wywoływana przez czerwone karły, a więc przez zwykłe gwiazdy o małych masach i bardzo niskich jasnościach (ramka: Brązowe i czerwone karły na s. 61).

Część kosmologów skłania się ku poglądowi, że ciemna materia może stanowić aż 99% wszelkiej materii we Wszechświecie. Przyznają, że jednym z jej składników mogą być "zwykłe" cząstki elementarne (tzw. bariony), z których zbudowane są wszystkie znane nam obiekty - od mikrobów i ziarenek piasku, poprzez nasze ciała i planety, aż po gwiazdy i galaktyki. Twierdzą jednak, że za pomocą samych tylko barionów nie można rozwiązać problemu brakującej masy. Głównymi składnikami ciemnej materii są według nich neutrina oraz egzotyczne, nie odkryte do tej pory, cząstki elementarne. Podczas gdy te pierwsze nie tworzą żadnych struktur, te drugie mogą skupiać się w tzw. gwiazdy bozonowe (patrz: Sygnały, Nowy sposób detekcji gwiazd bozonowych). Metoda mikrosoczewkowania grawitacyjnego, pozwalająca wraz z postępem technologii badać coraz mniejsze obiekty, stanowi doskonałe narzędzie do obserwacji ciał zbudowanych zarówno z "tradycyjnych" barionów, jak i z "egzotycznych" bozonów. Mimo że dotychczas dała jedynie fragmentaryczną odpowiedź na pytanie, czym jest ciemna materia, powoli przybliża nas do rozwiązania zagadki.

Mgr JANUSZ OSARCZUK ukończył studia astronomiczne na Uniwersytecie Wrocławskim. Jest autorem kilku prac naukowych poświęconych efektowi soczewkowania grawitacyjnego i aktywnym popularyzatorem nauki.

O podobnych zagadnieniach przeczytasz w artykułach:
(01/99) Hipernowe i magnetary
(10/98) Ciemna materia we Wszechświecie
(11/97) Zobaczyć własne plecy
(07/99) Nowy sposób detekcji gwiazd bozonowych
W głąb Wszechświata, "WiŻ" nr 1/1995