تسجيل الدخول

تسجيل

عدسة الجاذبية الصغرية

المؤلف:  جيمس بيني

المصدر:  الفيزياء الفلكية مقدمة قصرية جدا

الجزء والصفحة:  ص106

2026-07-04

32

عندما يمُر نجمٌ في المقدمة أمام نجمٍ في الخلفية، قد يشكِّل مجال جاذبيته عدسةً قوية تعمل على تركيز ضوء النجم الخلفي. عادةً ما تتشكل صور النجم الخلفي بالقرب الشديد من بعضها لدرجة أن التلسكوبات الحالية لا يمكنها فصلها، لكن يمكن الاستدلال على تأثير العدسة من خلال طريقة سطوع النجم الخلفي مع تركيز مجال الجاذبية لضوئه نحو الأرض. يُعرف تكوين الصور المتعددة غير القابلة للفصل باسم «عدسة الجاذبية الصغرية»، ويُعد أداةً مهمةً لاستكشاف محتوى مجرَّتنا. في كثير من الحالات، يكون النجم في المقدمة خافتًا جدًّا بحيث لا نرى سوى نجمٍ واحدٍ يزداد سطوعه بزيادة مفاجئة ومؤقتة.

منذ أواخر تسعينيات القرن العشرين، يُرصَد سطوع مئات الملايين من النجوم كل ليلة، وتُكتشَف آلاف الحالات التي يحدث فيها تأثير عدسة الجاذبية الصغرية. لكن تفسير البيانات يظل مسألةً معقَّدة بسبب التغيرات في إضاءة العديد من النجوم. هناك طريقتان للتمييز بين هذه التغيرات وعدسة الجاذبية الصغرية: (1) عادةً ما تكون التغيرات الطبيعية مصحوبة بتغير في اللون، بينما لا يكون الحال كذلك في حالة تأثير عدسة الجاذبية الصغرية، (2) من غير المرجَّح أن يخضع النجم لتأثير عدسة الجاذبية الصغرية أكثر من مرة عَبْر تاريخه، في حين أن النجم الذي يشهد تغيرًا في إضاءته من المرجَّح أن يشهده بشكلٍ متكرر.

يُعد تأثير عدسة الجاذبية الصغرية مهمًّا لأنه يتيح لنا اكتشاف مجالات الجاذبية للأجرام الخافتة جدًّا لدرجة لا يمكن معها رؤيتها مباشرةً. في الواقع، يعتمد احتمال خضوع أي نجم لتأثير عدسة الجاذبية الصغرية، في أي لحظةٍ زمنيةٍ، فقط على كثافة كتلة الأجرام المسبِّبة لتأثير عدسة الجاذبية على طول خط النظر إلى النجم، وليس على كتلة أي جِرمٍ منفرد. لذلك، قد يكون احتمال تعرُّض نجمٍ معيَّن لتأثير عدسة الجاذبية الصغرية الليلة 6-10، بغَض النظر عما إذا كانت كثافة الكتلة تتألف من ثقوبٍ سوداء بكتلة 1000 كتلة شمسية، أو نجومٍ بكتلة واحد كتلة شمسية، أو كواكبَ مشابهة للمشتري بكتلة 2-10كتلة شمسية. ما يتغير بين هذه الحالات هو مدة حدث عدسة الجاذبية الصغرية النموذجي، التي تتناسب طرديًّا مع كتلة الجِرم المتسبِّب في تأثير عدسة الجاذبية. لذا، إذا كانت الثقوب السوداء هي المسئولة عن تأثير عدسة الجاذبية، فإن كل حدثٍ سيستمر مليون مرة أطول، مقارنةً بما إذا كانت الكواكب بحجم المشتري هي المسبِّبة له، وسيكون هناك عددٌ أقل من الأحداث بمقدار مليون مرة سنويًّا. ومن ثَم، من خلال مراقبة سطوع النجوم، يمكن تحديد كلٍّ من كثافة الأجرام المسبِّبة لتأثير عدسة الجاذبية وكتلتها النموذجية. إذا كانت هذه الأجرام ضخمةً جدًّا، فسنحتاج إلى قَدْرٍ كبير من الحظ لرصد حدثٍ واحد، وإذا كانت كتلها صغيرة جدًّا، فستكون الأحداث قصيرة جدًّا لدرجة أنه لن يكون لدينا عددٌ كافٍ من المشاهدات أثناء أي حدثٍ مُعيَّن، للكشف عن الزيادة والانخفاض المميزَين في السطوع، اللذَين يميِّزان حدثَ تأثير عدسة الجاذبية الصغرية عن الضوضاء. لكن نطاق الكتل التي يمكن للرصد أن يكون حساسًا لها واسعٌ جدًّا؛ إذ يتراوح بين نحو 100 إلى 2-10 كتلة شمسية. ومن ثَم، يُستخدَم تأثير عدسة الجاذبية الصغرية لوضع حدودٍ عليا لكثافة النجوم ذات الكتل المنخفضة جدًّا والكواكب الشاردة (الطليقة) داخل مجرَّتنا. كما يُستخدَم لاكتشاف أنظمةٍ كوكبيةٍ لا يمكن رصدها بوسائلَ أخرى.

عندما يبدأ نجمٌ يخضع للرصد الدوري في السطوع بطريقة توحي بحدوث تأثير عدسة الجاذبية الصغرية، يمكن ضبط نموذجٍ لتأثير العدسة على البيانات المتاحة. إذا أشار هذا النموذج إلى أن النجم الخلفي سيمُر على مقربةٍ شديدةٍ من مركز العدسة (حيث يقع نجمٌ غير مرئي)، يُنبَّه الراصدون حول العالم، بما في ذلك العديد من الفلكيين الهواة، إلى أن رصد النجم بشكلٍ متواصل على مدار الساعة يصبح أمرًا بالغ الأهمية، وهذا شيء لا يمكن تحقيقه من موقعٍ واحد أو موقعَين فقط. خلال الساعات القليلة التي يكون فيها النجم قريبًا جدًّا من مركز العدسة، يمكن لمساهمة الكواكب في مجال الجاذبية المتسبِّب في تأثير العدسة أن تؤدي إلى تغيراتٍ كبيرة في السطوع المرصود، مما يكشف عن وجودها (الشكل1).
 

شكل1: حدث عدسة الجاذبية الصغرية OGLE-2006-BLG-109. سطوع النجم المقيس في 12 مرصدًا موضح في مقابل الزمن بوحدة الأيام. يولِّد مجالَا جاذبية كوكبَين تقلباتٍ سريعةً للغاية في السطوع. توفِّر هذه البيانات كتلة النجم بمقدار 0٫51 كتلة شمسية وكتل الكواكب 231 كتلة أرضية و86 كتلة أرضية، وهي مشابهة لكتلتَي المشتري وزحل.