Galaxy Cluster Abell 2218は、さらに離れたいくつかの銀河からの光を歪めます。画像クレジット：ESO。拡大するにはクリックしてください。
彼の死後50年が経過したアルバートアインシュタインの作品は、私たちの宇宙を理解するための新しいツールを今でも提供しています。天文学者の国際的なチームは現在、1936年にアインシュタインによって最初に予測された重力レンズ効果と呼ばれる現象を使用して、星の形状を決定しています。この現象は、光線に対する重力の影響により、重力光学技術の開発、特に重力マイクロレンズの開発につながりました。この有名な技術が星の形を決定するために使用されたのは初めてです。
空にある星のほとんどは点状で、その形状を評価するのは非常に困難です。光干渉法の最近の進歩により、いくつかの星の形状を測定することが可能になりました。たとえば、2003年6月に、超大型望遠鏡干渉計からの観測を使用して、星Achernar（アルファエリダニ）がこれまで見られた中で最も平坦な星であることが判明しました（この発見の詳細については、ESOプレスリリースを参照してください）。これまで、恒星形状の測定は、そのような測定を行うことが困難なこともあり、報告されていません。ただし、このような測定は理論的な恒星モデルのテストに役立つため、恒星の形状をさらに正確に決定することが重要です。
N.J.ラッテンベリー（英国、ジョドレルバンク天文台出身）が率いる天文学者の国際チーム[1]が初めて、重力レンズ技術を使用して星の形を決定しました。これらの技術は、光線の重力曲げに依存しています。明るい光源からの光が前景の巨大な物体の近くを通過すると、光線が曲がり、明るい光源の画像が変化します。フォアグラウンドの巨大オブジェクト（「レンズ」）が点のような形で、地球と明るい光源に完全に位置合わせされている場合、地球から見た変更された画像はリング形状、いわゆる「アインシュタインリング」になります。ただし、ほとんどの実際のケースはこの理想的な状況とは異なり、観察される画像はより複雑な方法で変更されます。下の画像は、巨大な銀河団による重力レンズ効果の例を示しています。
ラッテンベリーと彼の同僚によって使用されている重力マイクロレンズは、重力による光線の偏向にも依存しています。重力マイクロレンズは、レンズがバックグラウンドソースの解像可能な画像を生成するのに十分な大きさではない重力レンズイベントを説明するために使用される用語です。ソースの歪んだ画像がレンズを外したソースよりも明るいので、効果はまだ検出できます。したがって、重力マイクロレンズの観察可能な影響は、バックグラウンドソースの一時的な見かけ上の倍率です。場合によっては、マイクロレンズ効果によってバックグラウンドソースの輝度が最大1000倍に増加することがあります。アインシュタインによってすでに指摘されているように、マイクロレンズ効果を観察するために必要な配置はまれです。さらに、すべての星が動いているため、効果は一時的で繰り返されません。マイクロレンズ現象は数週間から数か月のタイムスケールで発生し、長期的な調査を検出する必要があります。このような調査プログラムは1990年代から存在しています。現在、MOA（宇宙物理学におけるマイクロレンズ観察）と呼ばれる日本とニュージーランドの協力と、OGLE（光学重力レンズ実験）と呼ばれるポーランドとプリンストンの協力の2つの調査チームが活動しています。 MOAチームはニュージーランドから、OGLEチームはチリから見学します。これらは、世界中で約12の望遠鏡を操作する2つのフォローアップネットワーク、MicroFUNとPLANET / RoboNETによってサポートされています。
マイクロレンズ技術は、私たちの天の川や他の銀河の周りの暗黒物質の検索に適用されています。この手法は、他の星の周りを周回する惑星を検出するためにも使用されています。ラッテンベリーと彼の同僚は初めて、この手法を使用して星の形を決定することができました。使用されたマイクロレンズ現象は、MOAグループによって2002年7月に検出されました。イベントの名前はMOA 2002-BLG-33（以下、MOA-33）です。 5つの地上望遠鏡によるこのイベントの観測とHST画像を組み合わせて、ラッテンベリーと彼の同僚はこのイベントの新しい分析を行いました。
イベントMOA-33のレンズはバイナリスターであり、そのようなバイナリレンズシステムは、光源とレンズシステムの両方に関する多くの情報を提供できるマイクロレンズ光曲線を生成します。 MOA-33マイクロレンズイベント中の観測者、レンズ、および光源システムの特定の形状は、観測された光源星の時間依存倍率が光源自体の実際の形状に非常に敏感であることを意味しました。マイクロレンズ現象における光源星の形状は、通常、球形であると想定されています。ソーススターの形状を説明するパラメーターを分析に導入することで、ソーススターの形状を決定することができました。
Rattenburyと彼の同僚は、MOA-33の背景の星がわずかに引き伸ばされ、極と赤道の半径の比が1.02 -0.02 / + 0.04であると推定しました。ただし、測定の不確かさを考えると、星の円形は完全に除外することはできません。次の図は、MOA-33の背景の星の形状を、AltairとAchernarで最近測定されたものと比較しています。 AltairとAchernarはどちらも地球からの数パーセクにすぎませんが、MOA-33の背景の星はより遠い星です（地球から約5000パーセク）。確かに、干渉法は明るい（したがって近くの）星にのみ適用できます。それどころか、マイクロレンズ技術ははるかに遠い星の形状を決定することを可能にします。実際、現在のところ、遠方の星の形状を測定する代替手法はありません。
ただし、この手法では非常に特殊な（そしてまれな）幾何学的構成が必要です。統計的考察から、チームは、検出されたすべてのマイクロレンズイベントの約0.1％に必要な構成があると推定しました。毎年約1000件のマイクロレンズ現象が観測されています。それらは近い将来さらに多くなるはずです。 MOAグループは現在、イベントを増加率で検出する新しい日本提供の1.8m広視野望遠鏡を委託しています。また、米国主導のグループは、マイクロレンズ惑星探知機と呼ばれる宇宙ベースのミッションの計画を検討しています。これは、銀河内のすべてのタイプの惑星の調査を提供するために設計されています。副産物として、MOA-33のようなイベントを検出し、星の形に関する情報を提供します。
元のソース：Jodrell Bank Observatory
