Zwaartekracht-microlensing: hoe de kromming van ruimte onzichtbare werelden onthult
Stel je voor dat een verre ster plotseling, gedurende een paar weken, geleidelijk feller gaat schijnen en daarna weer even geleidelijk vervaagt tot zijn oorspronkelijke helderheid. De ster zelf verandert niet: er schuift toevallig een ander, onzichtbaar hemellichaam vlak voor hem langs, gezien vanaf de aarde. De zwaartekracht van dat tussenliggende object buigt het sterlicht als een soort natuurlijke lens en bundelt het tijdelijk richting onze telescopen. Dat verschijnsel heet zwaartekracht-microlensing.
Het bijzondere is dat het lenzende object zelf niet zichtbaar hoeft te zijn. Zo kunnen astronomen planeten, dwergsterren of zelfs eenzame zwarte gaten opsporen die geen eigen licht uitzenden en die met geen enkele andere methode te vinden zijn. Microlensing is daarmee een van de weinige technieken waarmee we de "donkere" bevolking van onze Melkweg in kaart kunnen brengen: objecten die te zwak, te klein of te donker zijn om direct te zien, maar die zich verraden door hun zwaartekracht.
Wat is het precies?
De basis ligt in Einsteins algemene relativiteitstheorie uit 1915: massa buigt de ruimtetijd, en licht dat door gekromde ruimte reist, buigt mee. Een zware ster of planeet werkt daardoor als een zwaartekrachtlens. Bij een sterke lens, bijvoorbeeld een hele cluster van sterrenstelsels, is die buiging zo groot dat je vervormde bogen of zelfs meerdere beelden van de achtergrondbron ziet. Bij microlensing is de lens veel lichter, meestal een enkele ster of planeet, en is het effect subtieler: de twee (of meer) beelden van de achtergrondster liggen te dicht bij elkaar om apart te onderscheiden. Wat overblijft is een tijdelijke, gladde toename van de totale helderheid.
Het proces verloopt in drie fases. Eerst bewegen lens en achtergrondster, gezien vanaf de aarde, langzaam naar elkaar toe aan de hemel. Naarmate de uitlijning beter wordt, neemt de gemeten helderheid van de achtergrondster toe. Bij de dichtste nadering, de Einstein-straal genoemd naar de karakteristieke hoekafstand waarbinnen het effect merkbaar is, bereikt de helderheid een piek. Daarna neemt de uitlijning weer af en dooft de extra helderheid symmetrisch uit. Een compleet event duurt, afhankelijk van de massa van de lens en de snelheden, van enkele dagen tot enkele maanden.
Als de lensster een planeet in een baan heeft, ontstaat er een extra, kortstondige uitschieter bovenop de hoofdcurve: een korte piek van uren tot dagen, veroorzaakt door de veel kleinere zwaartekrachtput van de planeet. Uit de vorm, duur en timing van die bijkomende piek kunnen astronomen de massa van de planeet en de afstand tot zijn ster afleiden, zonder de planeet ooit rechtstreeks te zien.
Een belangrijke beperking: elk microlensing-event is uniek en onherhaalbaar. Lens en bron lopen maar één keer in de juiste uitlijning; daarna bewegen ze weer uit elkaar en gebeurt het nooit meer. Dat betekent dat continue, wijdveldige monitoring van miljoenen sterren nodig is om events op te vangen op het moment dat ze zich voordoen.
Wat wil men ermee bereiken?
Het hoofddoel is het opsporen van hemellichamen die andere methoden missen. Klassieke exoplaneetjacht via de transitmethode (een planeet die voor zijn ster langs trekt) of de radiële-snelheidsmethode (een ster die lichtjes heen en weer wiebelt) werkt vooral goed voor planeten dicht bij hun ster. Microlensing is juist gevoelig voor planeten op grotere afstand van hun ster, vergelijkbaar met de afstand van Jupiter of Saturnus tot de zon, en zelfs voor planeten met een massa vergelijkbaar met die van de aarde.
Een tweede doel is het vinden van vrijzwevende planeten: planeten die niet om een ster draaien, mogelijk ooit weggeslingerd uit hun geboortesysteem. Omdat zulke planeten geen eigen licht hebben en geen ster om te laten wiebelen, is microlensing vrijwel de enige manier om ze te ontdekken.
Daarnaast gebruiken astronomen microlensing om de verdeling van massa in de Melkweg te bestuderen, inclusief donkere, compacte objecten zoals bruine dwergen, neutronensterren en zwarte gaten die geen sterrenwind of accretieschijf hebben en dus onzichtbaar zijn. Historisch speelde de methode ook een rol in het onderzoek naar zogeheten MACHO's (Massive Compact Halo Objects), een ooit populaire kandidaat voor donkere materie in de vorm van gewone, maar dofe massa.
Voorbeelden uit de praktijk
Het OGLE-project (Optical Gravitational Lensing Experiment), gedraaid door de Universiteit van Warschau vanaf een observatorium in Chili, monitort sinds 1992 continu miljoenen sterren richting het centrum van de Melkweg en was jarenlang de belangrijkste bron van microlensing-detecties.
In 2006 meldden astronomen de ontdekking van OGLE-2005-BLG-390Lb, destijds een van de kleinste en verst van zijn ster gelegen exoplaneten ooit gevonden, een koude, waarschijnlijk rotsachtige of ijzige planeet op grote afstand van een rode dwergster.
Het Japans-Nieuw-Zeelandse MOA-project (Microlensing Observations in Astrophysics) en het Zuid-Koreaanse KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network, met telescopen in Chili, Zuid-Afrika en Australië) vullen OGLE aan en maken bijna-continue, wereldwijde dekking mogelijk zodat ook korte planeetsignalen niet worden gemist.
In 2011 en 2012 leverden OGLE- en MOA-data samen bewijs voor een populatie vrijzwevende planeten ter grootte van Jupiter, mogelijk net zo talrijk als sterren zelf, al blijft de precieze aantalschatting onderwerp van discussie.
In 2022 rapporteerden onderzoekers rond Kailash Sahu, op basis van jarenlange opvolging met de Hubble-ruimtetelescoop van het event OGLE-2011-BLG-0462, de eerste vrij overtuigende identificatie van een eenzaam, niet-accreterend zwart gat in de Melkweg, ontdekt puur via de zwaartekrachtbuiging die het veroorzaakte.
Hoe ver is de techniek?
Microlensing als waarnemingsmethode is volwassen: sinds de jaren negentig zijn duizenden events geregistreerd en honderden exoplaneten en planeetkandidaten bevestigd. De grootste technische uitdaging is niet het meten zelf, maar de schaal: om genoeg events te vangen moet je continu miljoenen sterren tegelijk in de gaten houden, wat vraagt om wijdveldige camera's en internationale samenwerking tussen observatoria op verschillende lengtegraden.
Een tweede uitdaging is de zogeheten massa-afstand-ontaarding: uit de lichtcurve alleen valt vaak niet eenduidig af te leiden hoe zwaar de lens is en hoe ver hij weg staat, omdat verschillende combinaties dezelfde curve kunnen opleveren. Aanvullende metingen, zoals parallax vanuit meerdere waarnemingslocaties of latere astrometrische opvolging met Hubble of Gaia, zijn vaak nodig om die ontaarding te doorbreken, zoals ook bij de zwarte-gat-ontdekking van 2022 gebeurde.
De volgende grote stap is de Nancy Grace Roman Space Telescope van NASA, met een geplande lancering rond 2027. Deze ruimtetelescoop krijgt een speciaal microlensing-survey-programma gericht op het centrum van de Melkweg en zou, volgens de missieplanning, duizenden nieuwe exoplaneten moeten opleveren, inclusief veel exemplaren met een massa vergelijkbaar met die van de aarde op grote afstand van hun ster, een gebied dat nu nog grotendeels onontgonnen is.
Wie werken eraan?
De belangrijkste grondgebaseerde surveys zijn OGLE (Universiteit van Warschau, Polen, met een telescoop in Chili), MOA (samenwerking tussen Japanse en Nieuw-Zeelandse instituten) en KMTNet (Korea Astronomy and Space Science Institute, met telescopen op drie continenten). Deze teams werken vaak samen en wisselen waarnemingen uit om planeetsignalen te bevestigen.
Op ruimtevaartgebied is NASA de belangrijkste speler via de Nancy Grace Roman Space Telescope. Ook de Hubble-ruimtetelescoop van NASA/ESA is meerdere keren ingezet voor opvolgingsmetingen van interessante events. De Europese ruimtemissie Gaia (ESA), primair bedoeld om posities en bewegingen van sterren in kaart te brengen, levert als bijproduct ook microlensing-detecties op, waaronder het opvallende event Gaia16aye.
Academisch is het veld verspreid over sterrenkunde-instituten in onder meer Polen, Japan, Zuid-Korea, de Verenigde Staten en Nieuw-Zeeland, vaak in internationale consortia omdat continue dekking van de nachtelijke hemel nu eenmaal waarnemingsposten op meerdere lengtegraden vereist.