(Staro)Nová metóda merania hmotnosti bieleho trpaslíka

Astronómovia použili ostrý zrak Hubblovho kozmického ďalekohľadu (HST) patriaceho NASA na zopakovanie sto rokov starého testu Einsteinovej všeobecnej teórie relativity. Hubblov tím meral hmotnosť bieleho trpaslíka, vyhoreného zvyšku normálnej hviezdy, pozorovaním toho, ako ohýba svetlo vzdialenej hviezdy v pozadí. Údaje priniesli solídne určenie hmotnosti bieleho trpaslíka a umožnili nahliadnuť do štruktúry a zloženia vyhorenej hviezdy v záverečnom štádiu svojho vývoja. Prvý raz v roku 1915 opísala Einsteinova všeobecná teória relativity ako hmotné objekty zakrivujú priestor, čo my pociťujeme ako gravitáciu. Teória bola experimentálne overená o štyri roky neskôr, keď tím vedený britským astronómom sirom Arthurom Eddingtonom zmeral ako gravitácia Slnka ohýba obraz hviezdy v pozadí, keď svetlo prechádza v blízkosti Slnka pri jeho úplnom zatmení. Tento jav sa nazýva „gravitačné mikrošošovkovanie" (angl. „gravitational microlensing"). Astronómovia môžu použiť tento jav na to, aby videli zväčšené obrazy vzdialených galaxií, ale aj na to, aby mohli merať maličké posuvy v zdanlivej zmene polôh hviezd na oblohe. Vedci museli čakať celé storočie, kým boli postavené dostatočne výkonné ďalekohľady, ktoré by boli schopné zachytiť tento jav zakrivenia lúča svetla v gravitačnom poli spôsobenom hviezdou mimo našej slnečnej sústavy. Ohyb svetla je taký nepatrný, že ho dokáže odhaliť len ostré oko Hubblovho kozmického ďalekohľadu. HST pozoroval blízku hviezdu – bieleho trpaslíka – označenú ako Stein 2051 B ako prechádza popred hviezdu v pozadí. Počas tesného zoradenia na oblohe, biely trpaslík svojou gravitáciou „ohol" svetlo vzdialenej hviezdy, čím sa táto hviezda zdanlivo ocitla asi 2 oblúkové milisekundy (t.j. 0,002 oblúkovej sekundy) od svojej skutočnej polohy. Táto odchýlka je taká malá, že je ekvivalentná pozorovaniu mravca lezúceho po povrchu papiera zo vzdialenosti 2400 km. Využitím tohto merania ohybu svetla, astronómovia vypočítali, že hmotnosť bieleho trpaslíka je približne 0,68 hmotnosti nášho Slnka. Výsledok súhlasí veľmi dobre s teoretickými predpoveďami. Táto metóda otvára nové okno v metódach na určovanie hmotností hviezd. Ak má hviezda sprievodcu (je teda súčasťou dvojhviezdy) vedia astronómovia bežne určiť jej hmotnosť meraním orbitálneho pohybu vo dvojhviezde. Hoci má Stein 2051 B sprievodcu – jasného červeného trpaslíka – astronómovia nedokázali presne zistiť jeho hmotnosť, pretože hviezdy sú od seba príliš ďaleko. Hviezdy sú totiž od seba vzdialené najmenej 8 miliárd km, t.j. oveľa viac než napr. u nás Pluto od Slnka a perióda obehu je veľmi dlhá. „Táto metóda mikrošošovkovania je celkom nezávislá a priama cesta k určeniu hmotnosti hviezdy," vysvetľuje Kailash Sahu zo Space Telescope Science Institute (STScI) v Baltimore, v štáte Maryland. „Je to niečo podobné, ako keby ste položili hviezdu na váhy: ohyb svetla je analogický pohybu ručičky na váhach." Pozorovanie pomocou HST taktiež pomohlo astronómom nezávisle overiť teóriu o tom, ako závisí polomer bielych trpaslíkov od ich hmotnosti. Prvý raz bola táto myšlienka navrhnutá v roku 1935 známym indicko-americkým astrofyzikom a laureátom Nobelovej ceny Subrahmanyanom Chandrasekharom. „Naše merania sú krásnym potvrdením teórie o bielych trpaslíkoch a dokonca nám pomáhajú nahliadnuť aj do vnútornej štruktúry týchto hustých starých hviezd," povedal člen tímu Howard Bond z Pennsylvania State University. Sahuov tím identifikoval hviezdu Stein 2051 B a hviezdu v pozadí (popred ktorú mala prejsť) po skombinovaní údajov o viac než 5000 hviezdach v katalógu blízkych hviezd, ktoré sa pohybujú pomerne rýchlo po oblohe, t.j. majú veľký zdanlivý vlastný pohyb. Práve hviezdy s veľkým vlastným pohybom ponúkajú vyššiu šancu na to, že niekedy prejdú popred vzdialenú hviezdu v pozadí a bude možné merať ohyb svetla v ich gravitačnom poli. Po identifikácii hviezdy Stein 2051 B a zmapovaní hviezd v pozadí vedci použili kameru Wide Field Camera 3 na HST na pozorovanie bieleho trpaslíka a to celkovo sedem krát počas dvojročného obdobia, kedy sa pohyboval na pozadí vybraných hviezd. Pozorovania pomocou HST boli veľkou výzvou a boli aj časovo náročné. Vedecký tím musel analyzovať rýchlosť a smer pohybu bieleho trpaslíka, aby bolo možné predpovedať kedy by mal doraziť do polohy, v ktorej bude ohýbať svetlo tak, aby astronómovia mohli pomocou HST tento jav pozorovať. Astronómovia sa taktiež stretli s problémom merania veľmi malého množstva „ohnutého" svetla. Hviezda „Stein 2051 B je totiž 400 krát jasnejšia než hviezda v pozadí," konštatoval ďalší člen tímu Jay Anderson zo STScI, ktorý viedol analýzu presného merania polôh hviezd na snímkach z HST. „Merania takýchto extrémne malých ohybov svetla u slabých zdrojov je niečo podobné ako pokúsiť sa uvidieť svätojánsku mušku pohybujúcu sa v blízkosti jasne svietiacej žiarovky. Pohyb hmyzu je veľmi malý a svetlo žiarovky sťažuje možnosť uvidieť pohybujúci sa hmyz." Zmena polohy hviezdy v pozadí vyvolaná gravitačným pôsobením bieleho trpaslíka bola v tomto prípade zhruba 1000 krát menšia než počas pozorovania ohybu svetla vzdialenej hviezdy v gravitačnom poli Slnka Arthurom Eddingtonom v roku 1919. Biely trpaslík Stein 2051 B je pomenovaný podľa svojho objaviteľa – holandského rímsko-katolíckeho kňaza a astronóma Johana Steina. Je od nás vzdialený 17 svetelných rokov a jeho vek sa odhaduje na 2,7 miliardy rokov. Hviezda v pozadí je asi 5000 svetelných rokov ďaleko. Vedci plánujú použiť HST na ďalšie podobné „mikrošošovkovacie" pozorovania s hviezdou Proxima Centauri, ktorá je najbližšou hviezdou k našej slnečnej sústave.

Publikované v časopise QUARK, september 2017, RNDr. Zdeněk Komárek

Obrázok: http://hubblesite.org/