Projekt OGLE - nowe ekscytujące perspektywy

Urania – PA 2/2010

Projekt OGLE — nowe ekscytujące perspektywy

Radosław Poleski
Tekst ten powstał na podstawie wykładu wygłoszonego przez prof. Andrzeja Udalskiego podczas ubiegłorocznego zjazdu PTA

Projekt Optical Gravitational Lensing Experiment (Optyczny Eksperyment Soczewkowania Grawitacyjnego — OGLE) to długotrwały przegląd fotometryczny nieba realizowany od 17 lat głównie przez astronomów Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego. Pomysł prowadzenia obserwacji nastawionych na rejestrację zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego pochodzi od nieżyjącego już prof. Bohdana Paczyńskiego z Princeton University Observatory. Obserwacje są prowadzone w Obserwatorium Las Campanas w Chile zarządzanego przez Carnegie Institution of Washington. Jest to jedno z najlepszych na świecie miejsc do prowadzenia obserwacji. Kierownikiem projektu OGLE jest prof. Andrzej Udalski.

Celem projektu jest wykonywanie pomiarów fotometrycznych gęstych pól gwiazdowych. Obserwacje rozpoczęły się w roku 1992 na metrowym teleskopie im. Henrietty Swope w Las Campanas Observatory. Regularnie obserwowano ok. 2 mln gwiazd. Główny sukces pierwszej fazy trwającej do roku 1995 to pierwsza obserwacja mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Zjawisko to wynika z ogólnej teorii względności sformułowanej przez Alberta Einsteina i polega na zakrzywieniu promieni świetlnych biegnących od odległej gwiazdy lub galaktyki (tzw. źródła) przez pole grawitacyjne obiektu (tzw. soczewki) położonego idealnie na linii między źródłem a obserwatorem. Z punktu widzenia obserwacyjnego mikrosoczewkowanie to pojaśnienie gwiazdy na niebie powodujące bardzo charakterystyczny kształt krzywej zmian blasku.

Dzięki sukcesom pierwszej fazy tego projektu została podjęta decyzja o budowie teleskopu przeznaczonego do obserwacji w jego ramach. Budowa tzw. Teleskopu Warszawskiego zakończyła się w roku 1996. Nowatorskie podejście do obserwacji polegało na długotrwałym monitorowaniu najciekawszych rejonów nieba. Otworzyło to nowe perspektywy prowadzenia badań i zaowocowało ogromną liczbą znakomitych odkryć.

Druga faza projektu rozpoczęła się w roku 1997. Regularne obserwacje 40 mln obiektów pozwoliły odkryć dziesiątki tysięcy nowych gwiazd zmiennych zarówno w zgrubieniu centralnym Galaktyki, jak i dwóch jej satelitach — Wielkiego i Małego Obłoku Magellana. Powstały także bardzo dobrze skalibrowane mapy obserwowanych obszarów. Co ciekawe, po raz pierwszy w przeglądzie nieba trwającym kilka lat zastosowano technikę obserwacji zwaną po angielsku drift-scan. Polega ona na przesuwaniu pola widzenia teleskopu na niebie w trakcie robienia ekspozycji z jednoczesnym odczytywaniem małego fragmentu zdjęcia. Pozwalało to zaoszczędzić czas (czytanie ekspozycji trwało wówczas bardzo długo), a otrzymane zdjęcie przedstawiało fragment nieba, który jest kilkakrotnie większy niż pole widzenia kamery.

OGLE-III

Rys. 1 Przykładowa krzywa zmian blasku mikrosoczewki grawitacyjnej. Szara linia przedstawia dopasowanie teoretyczne do punktów obserwacyjnych (czarne)

W roku 2000 zakończono drugą fazę projektu. Nastąpił kolejny wzrost możliwości obserwacyjnych. Do Teleskopu Warszawskiego została podłączona nowa kamera. Składała się ona z ośmiu detektorów liczących łącznie 64 mln pikseli. Była to wówczas jedna z największych kamer astronomicznych na świecie i nadal jest stosunkowo dużym instrumentem. Trzecia faza OGLE rozpoczęła się w roku 2001 i zakończyła w maju ubiegłego roku. Regularnie monitorowano 400 mln gwiazd. Wykonano 236 tys. zdjęć nieba, z których każde zajmuje 137 MB — łączna objętość surowych danych to ponad 30 TB. Zdjęcia te pozwoliły wykonać 170 mld pomiarów jasności gwiazd. Tak olbrzymia baza pomiarów zbieranych w jednakowy sposób tym samym sprzętem przez wiele lat jest unikatowa na skalę światową i stwarza badaczom bardzo duże możliwości.

Rys. 2 Pierwsza planeta pozasłoneczna odkryta metodą mikrosoczewko­wania grawitacyjnego, nazywana OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53. Przedstawiona jest zależność wzmocnienia mikrosoczewki od czasu. O istnieniu planety świadczy anomalia w lewej części wykresu. Linia ciągła przedstawia dopasowanie teoretyczne. Punkty obserwacyjne pochodzą z danych projektów OGLE i MOA. Rysunek zaczerpnięty z pracy: http://adsabs.harvard.edu/abs/­2004ApJ...606L.155B)

Główne sukcesy tej części projektu dotyczą planet pozasłonecznych. Po raz pierwszy z sukcesem zastosowano dwie nowatorskie techniki odkrywania tego typu obiektów — tranzytów oraz mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Metoda tranzytów polega na wyszukaniu spadku jasności gwiazdy wywołanej przejściem przed jej tarczą planety. Problemem w obserwacji tego typu zjawisk jest bardzo mały spadek jasności — wynosi około 1%. O ile uzyskanie odpowiednio dokładnych pomiarów w trakcie jednej nocy nie stwarza obecnie większych problemów, to prowadzenie odpowiednio dokładnych obserwacji dla dużej liczby obiektów przez dłuższy czas i wykrycie w tych danych charakterystycznych spadków jasności nie jest już takie łatwe. Rezultatem kampanii obserwacyjnej nakierowanej na odkrywanie tranzytów planet pozasłonecznych są gwiazdy - kandydatki. Aby mieć pewność, że obserwowane spadki jasności są powodowane przez przejście planety przed tarczą gwiazdy, należy dodatkowo wykonać pomiary prędkości radialnych z dokładnością znacznie większą niż 1 km/s. Dla gwiazd tak słabych, jak te obserwowane przez OGLE, uzyskanie takiej dokładności wymaga największych teleskopów na świecie. Obecnie wiele innych projektów prowadzi kampanie obserwacyjne nakierowane na odkrywanie tranzytów wokół jasnych gwiazd. Dla odkrytych w ten sposób planet łatwiejsze jest prowadzenie dodatkowych badań, takich jak badanie zewnętrznych warstw tych gazowych olbrzymów. Zaletą odkrywania planet metodą tranzytów jest to, że tylko ta metoda daje niezależną informację o masie i promieniu planety.

Podczas trzeciej fazy projektu wykrytych zostało ponad 4000 mikrosoczewek grawitacyjnych i OGLE nadal pozostaje światowym liderem w tej dziedzinie. Szczególnie ważne są zjawiska, w przypadku których soczewka przechodzi bardzo blisko linii łączącej źródło z obserwatorem. Wzmocnienie światła docierającego do nas od źródła jest wtedy większe i umożliwia badanie bardziej subtelnych efektów. Jednym z nich może być obecność planety wokół gwiazdy soczewkującej. Planeta zaburza pole grawitacyjne swojej macierzystej gwiazdy i to zaburzenie wprowadza anomalie do obserwowanych krzywych zmian blasku mikrosoczewek. Takie anomalie trwają kilka godzin i jeśli przez ten czas dana gwiazda nie będzie obserwowana, to nie ma później możliwości wykrycia planety. Dlatego ważne było opracowanie systemu informowania innych zespołów badawczych o tym, które gwiazdy wymagają w danym momencie dodatkowych obserwacji. Dopiero połączenie danych zebranych na całym świecie daje duże szanse na odkrycie planet pozasłonecznych tą metodą. Jej zaletą jest to, że możemy odkrywać planety o bardzo małych masach — nawet tak małych jak masa Ziemi — w dużych odległościach od gwiazd macierzystych i w znacznych odległościach od Ziemi. Wadą jest niepowtarzalność zjawisk mikrosoczewkowania, przez co prawdopodobnie już nigdy nie będziemy mieli możliwości przeprowadzenia dodatkowych badań dotyczących tak odkrytych planet.

Spośród obecnie trwających analiz materiału obserwacyjnego zebranego przez OGLE-III warto wymienić tworzenie katalogu gwiazd zmiennych. Z danych OGLE-II wyselekcjonowano ponad 22 tys. gwiazd zmiennych najważniejszych typów. Stworzono także listę gwiazd zmiennych zawierającą 268 tys. obiektów, które nie były sklasyfikowane ze względu na typ zmienności. Nie zostało także dokładnie sprawdzone, które spośród tych gwiazd rzeczywiście są zmienne, a u których zmienność imitują losowe szumy. Do największych katalogów gwiazd zmiennych należy zaliczyć General Catalogue of Variable Stars, który wraz z dodatkami liczy około 68 tys. obiektów. Ten katalog powstawał przez wiele lat na podstawie bardzo wielu publikacji naukowych, stąd jest bardzo niejednorodny i nie zawiera krzywych zmian blasku skatalogowanych gwiazd. Inny duży katalog gwiazd zmiennych został stworzony na podstawie innego przeglądu nieba prowadzonego w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Warszawskiego. All Sky Automated Survey (Automatyczny Przegląd Całego Nieba — ASAS) kierowany przez dr. hab. Grzegorza Pojmańskiego zbiera dane z wykorzystaniem bardzo małych teleskopów i do tej pory pozwolił na skatalogowanie 50 tys. gwiazd zmiennych.

Rys. 3 Zależność okres-jasność dla cefeid w Wielkim Obłoku Magellana na podstawie danych z katalogu gwiazd zmiennych OGLE-III. Zaznaczone zostały cefeidy pulsujące w modzie fundamentalnym (F) i pierwszym modzie harmonicznym (1H). Okres przedstawiony jest w skali logarytmicznej, a jasność w tzw. indeksie Wessenheit — wyznaczonym na podstawie fotometrii w pasmach I oraz V tak, by był on niezależny od ekstynkcji międzygwiazdowej. Dzięki temu, że jasność absolutna koreluje się z okresem pulsacji, możliwy jest pomiar odległości do galaktyk, w których obserwujemy cefeidy

Katalog gwiazd zmiennych OGLE-III jest publikowany w postaci artykułów opisujących kolejne typy gwiazd zmiennych. Pierwsza część dotyczyła cefeid klasycznych obserwowanych w Wielkim Obłoku Magellana — galaktyki, której odległość jest używana jako jednostka miary podczas wyznaczania odległości do obiektów dalej położonych. Cefeidy klasyczne spełniają bardzo dobrze określoną zależność okresu pulsacji z jasnością absolutną, dzięki czemu można ich używać do określania odległości. Kolejne części katalogu dotyczyły tej samej galaktyki, a zawierały cefeidy drugiego typu, cefeidy anomalne, gwiazdy typu RR Lyrae, zmienne długookresowe i gwiazdy typu R Coronae Borealis. W najbliższym czasie zostaną opublikowane opisy gwiazd typu delta Scuti w Wielkim Obłoku Magellana i cefeid klasycznych w Małym Obłoku Magellana. W dalszej kolejności będą publikowane także katalogi gwiazd zmiennych w centralnym zgrubieniu Galaktyki. Już opublikowane listy zawierają łącznie ponad 100 tys. gwiazd, a szacunki mówią, że ostateczna wersja katalogu będzie zawierała ponad milion obiektów. Tak duże zbiory danych umożliwiają po pierwsze statystyczne badanie pewnych zjawisk, jak np. lepsze wyznaczenie zależności okres-jasność dla cefeid, a po drugie odkrycie obiektów rzadkich lub nietypowych, które czasem pełnią rolę zaginionego ogniwa. Przykładem mogą być gwiazdy pulsujące będące jednocześnie składnikami układów podwójnych.

Bardzo długi okres trwania projektu OGLE pozwala na monitorowanie bardzo ciekawych obiektów. Należy tu wymienić tzw. Krzyż Einsteina (cztery obrazy kwazara obserwowane dzięki soczewkowaniu grawitacyjnemu wywołanemu przez galaktykę położoną między kwazarem a Ziemią), optyczne odpowiedniki pulsarów rentgenowskich, które są odpowiednio jasne, oraz gwiazdy zmienne typu R Coronae Borealis. Te ostatnie zmieniają swoją jasność w bardzo mało przewidywalny sposób, ale w dość długich w porównaniu z długością życia człowieka skalach czasowych. Dlatego też ilość obserwacji i zainteresowanie tego typu obiektami wśród zawodowych astronomów są dość małe.

Rys. 4 Zdjęcie centralnej części Wielkiego Obłoku Magellana. Obejmuje ono obszar 9' × 17' i zawiera 150 tys. gwiazd, z których najjaśniejsze mają jasność ok. 11 mag., a najsłabsze (na granicy wykrywalności) ok. 21 mag. Pole widzenia kamery OGLE-III było ośmiokrotnie większe

Dalsze plany analizy danych OGLE-III obejmują katalog gwiazd zaćmieniowych, pomiary astrometryczne (w tym wyznaczanie ruchów własnych gwiazd z dokładnością ok 1 milisekundy łuku na rok) oraz tworzenie map ekstynkcji międzygwiazdowej. Po zrealizowaniu wszystkich najważniejszych planów naukowych zebrane dane zostaną w całości udostępnione społeczności astronomicznej. Każdy astronom zainteresowany fotometrią obserwowanych przez OGLE pól będzie mógł wykorzystać te dane do własnych badań. Podobnie stało się wcześniej z danymi z drugiej fazy projektu, co zaowocowało m.in. odkryciem pozasłonecznej planety tranzytującej.

OGLE-IV

Od maja ubiegłego roku trwa zamiana kamery OGLE-III na jeszcze większy instrument. Nowa kamera ma 32 detektory CCD i łączną powierzchnię 256 mln pikseli. Pole widzenia kamery będzie wynosiło 1,4 stopnia kwadratowego i w całości wypełni pole widzenia teleskopu. Większej kamery do tego teleskopu podłączyć nie można. Czas czytania zdjęć z kamery ulegnie skróceniu, a to w połączeniu z powiększeniem pola widzenia zwiększy strumień danych obserwacyjnych blisko 10 razy — do 50 TB rocznie. Dodatkowy wzrost możliwości obserwacyjnych zostanie osiągnięty dzięki lepszej przepuszczalności zastosowanych filtrów. Trzeba dodać, że olbrzymie pole widzenia kamery wymusza zastosowanie odpowiednio dużych filtrów i migawki — znacznie większych niż stosowane dotychczas.

W chwili obecnej kamery porównywalnej wielkości działają tylko na teleskopie Canada-France-Hawaii Telescope, który ma średnicę 3,6 m i znajduje się na Hawajach, oraz teleskopie MMT o średnicy 6,5 m zlokalizowanym w Arizonie. Oba te instrumenty nazywane są Megacam.

Tzw. pierwsze światło kamery OGLE-IV miało miejsce w nocy z 7 na 8 września 2009 r. Mimo że obserwacje są prowadzone w jednym z najlepszych miejsc do obserwacji astronomicznych na świecie, akurat tej nocy była wyjątkowo duża wilgotność i para wodna skropliła się w samym centrum kamery, zasłaniając 6 spośród 32 detektorów. Okazało się także, że są problemy z jednym z detektorów.

Plany naukowe związane z realizacją projektu OGLE-IV są oceniane bardzo pozytywnie, co zaowocowało grantami Ministerstwa Nauki i Szkolnictwa Wyższego oraz Europejskiej Rady ds. Badań Naukowych. W przygotowanych na zlecenie agencji NASA i NSF (amerykańska Narodowa Fundacja na rzecz Nauki) oraz Europejskiej Agencji Kosmicznej raportach dotyczących rozwoju badań planet pozasłonecznych przez najbliższe 15 lat zostały zalecone do finansowania tzw. przeglądy mikrosoczewkowe drugiej generacji. Mowa tu o przeglądach fotometrycznych, których instrumenty z bardzo dużą częstością monitorują centralne zgrubienie Galaktyki. W przypadku OGLE-IV największa częstość to jedno zdjęcie co ok. 20 min. Dzięki kilku teleskopom obserwującym w ten sposób wybrane fragmenty nieba z różnych kontynentów można odkrywać planety pozasłoneczne metodą mikrosoczewkowania, nawet jeśli nie będzie alertu informującego o zachodzącym zjawisku mikrosoczewkowania o dużym wzmocnieniu, co konieczne było do tej pory. Takie rozmieszczenie teleskopów jest konieczne, jeśli chce się monitorować wybrane pola nawet wtedy, gdy w jednym z obserwatoriów jest dzień. Większa liczba teleskopów pozwala także zmniejszyć problemy związane z pogodą czy ewentualnymi przerwami technicznymi.

Dane zebrane podczas pierwszych trzech faz projektu OGLE pozwoliły na wiele nowych odkryć. Wzrost możliwości obserwacyjnych jest najlepszym argumentem za tym, że i czwarta faza projektu doprowadzi do fascynujących odkryć.

Radosław Poleski jest doktorantem Uniwersytetu Warszawskiego aktywnie pracującym w programie OGLE pod kierunkiem prof. Andrzeja Udalskiego
(Źródło: „Urania — PA” nr 2/2010)