Het is nu ruim honderd jaar geleden dat Albert Einstein zijn speciale relativiteitstheorie aan de wereld presenteerde. Hierin maakte hij een resoluut einde aan het wereldbeeld, een tweetal eeuwen eerder in het leven geroepen door Isaac Newton, dat ruimte en tijd absoluut zijn. Zijn speciale en vooral zijn algemene relativiteitstheorie, die hij een decennium later formuleerde, vormen de basis van de hedendaagse kosmologie en het verschijnsel dat nu het ‘gravitatielenseffect’ wordt genoemd: de vertraging van een lichtstraal en zijn afbuiging van een rechte lijn door de aanwezigheid van een sterk gravitatieveld. Dit effect wordt nu veel door astronomen gebruikt bij hun onderzoek van sterren, sterrenstelsels en het heelal op allergrootste schaal.

Volgens Isaac Newton konden ruimte en tijd worden opgevat als een absoluut referentiekader, vergelijkbaar met het gradennet op een landkaart. Aan elke gebeurtenis zou men een kaartje kunnen hangen met daarop de plaats en het tijdstip van de gebeurtenis en bovendien zou elke waarnemer het daarmee eens zijn. Newtons ruimte en tijd staan los van de natuurwetten, los van de waarnemer en zijn onveranderlijk. De speciale relativiteitstheorie van Albert Einstein daarentegen brengt ruimte en tijd onder in één enkel dynamisch ‘ruimtetijd’-concept. Iemand die snel door de ruimte beweegt, beweegt langzamer door de tijd. En een klok die door een snelle reiziger wordt meegenomen, lijkt voor een waarnemer in rust langzamer te lopen. Waarnemers zijn het dus niet langer eens over wanneer en waar een gebeurtenis zich afspeelt. In de algemene relativiteitstheorie werd dit op zich al radicale idee nog verder uitgewerkt door de zwaartekracht erbij te betrekken. De algemene relativiteitstheorie is gebaseerd op het ‘equivalentieprincipe’, dat zegt dat de kracht die men bij een versnelling (bijvoorbeeld in een snel optrekkende auto) lijkt te ondervinden eigenlijk het gevolg is van een kromming van de ruimtetijd, en dat dit dezelfde kracht is die men in een zwaartekrachtsveld ondervindt.

Uit dit simpele maar radicale idee kan men direct het effect van de afbuiging van licht in een zwaartekrachtsveld afleiden. Stel je maar eens een astronaut voor die een experiment met een laser uitvoert tijdens zijn terugkeer naar de aarde. De astronaut is gedurende lange tijd in vrije val. Binnen de capsule lijkt het dus net alsof de zwaartekracht niet bestaat. Het equivalentieprincipe zegt in dat geval dat de astronaut niet versnelt (maar stationair is in de gekromde ruimtetijd). Als de astronaut de laser aanzet, zal de lichtstraal zich voor hem bijvoorbeeld van links naar rechts bewegen, in een rechte lijn ten opzichte van de capsule. Voor de astronaut is er namelijk geen krachtenveld dat het licht kan afbuigen.

Als een collega-astronaut in een ruimtevaartuig op grote afstand – zodanig dat het zwaartekrachtsveld voor hem verwaarloosbaar is – met een sterke telescoop door het raampje van de capsule naar binnen kijkt, ziet hij hoe de lichtstraal van links naar rechts door de capsule gaat en binnen de capsule natuurlijk steeds op dezelfde hoogte blijft. Maar ondertussen valt de capsule wel een stukje richting aarde, en de lichtstraal die zich in een rechte lijn beweegt in de capsule – waar geen zwaartekracht wordt gevoeld – beweegt daardoor voor een waarnemer die de lichtstraal wel in een zwaartekrachtsveld ziet bewegen langs een kromme lijn. Omdat de relativiteitstheorie bovendien zegt dat licht zich voor alle waarnemers even snel voortplant¹, duurt het voor de collega-astronaut dus langer voordat de lichtstraal zich van de ene naar de andere kant van de capsule heeft verplaatst. Voor een waarnemer op grote afstand lijkt de tijd in een zwaartekrachtsveld dus trager te verstrijken. Bij zwarte gaten kan dit effect zo sterk zijn, dat tijd stil lijkt te staan (bij de zogeheten ‘waarneemhorizon’).

¹ Dit principe en het equivalentieprincipe vormen samen de basis van de hele relativiteitstheorie.

Met andere woorden: in een zwaartekrachtsveld wordt een lichtstraal niet alleen afgebogen, maar lijkt hij voor een waarnemer buiten het veld ook een langere weg af te leggen! Dit is het principe van het gravitatielenseffect (fig.1) en wordt tegenwoordig door astronomen gebruikt om iets te leren over hoe materie is verdeeld in het heelal, hoe het heelal uitdijt en zich op allergrootste schaal gedraagt, en nog veel meer!

Nadat in 1979 het allereerste gravitatielenssysteem was ontdekt (door Dennis Walsh en collega’s in Engeland), heeft het onderzoek ervan een grote vlucht genomen. Momenteel speelt dit onderzoek een grote rol in allerlei onderdelen van de sterrenkunde. Laten we maar eens kijken wat dit de afgelopen decennia zoal heeft opgeleverd.

De uitdijing van het heelal

Een van de meest fundamentele vragen in de kosmologie – de studie van het heelal op de allergrootste schaal – is wat de gemiddelde materiedichtheid in het heelal is (bijvoorbeeld in de vorm van waterstof- en heliumgas, maar ook in de vorm van de zogeheten ‘donkere materie’, die we alleen door haar zwaartekrachtswerking kunnen waarnemen; zie Zenit juli/augustus 2005). Ook willen we graag weten hoe snel het heelal uitdijt (fig. 2). Hoewel dat laatste effect al in de jaren dertig van de afgelopen eeuw bekend was, heeft het tientallen jaren geduurd voordat astronomen het er tot binnen een factor twee over eens waren hoe snel deze uitdijing zich voltrekt, en pas sinds kort is men het tot op een procent of tien over de uitdijingssnelheid eens.

De uitdijingssnelheid wordt in de kosmologie doorgaans uitgedrukt in de ‘Hubble-constante’ (H_o), een ‘snelheid per afstand’. De Hubble-constante geeft aan hoe snel twee punten in het heelal die zich op een bepaalde afstand van elkaar bevinden uit elkaar bewegen. Omgekeerd kan men zich, teruggaande in het verleden, dan ook afvragen hoe lang het geleden was dat twee punten precies bij elkaar waren. Net als bij een auto die tweehonderd kilometer van zijn vertrekpunt is en een (constante) snelheid van 100 km/uur heeft, kun je uit de Hubble-constante afleiden hoe oud het heelal is.² Juist daarom is H_o zo’n fundamentele parameter. Door de gevonden leeftijd met de snelheid van het licht te vermenigvuldigen, krijgen we bovendien een indruk van de grootte van het waarneembare heelal.

² De snelheid van een auto hoeft niet constant te zijn, en de uitdijingssnelheid van het heelal is dat zeker ook niet, maar dat laten we hier even buiten beschouwing.

Er zijn veel manieren om de Hubbleconstante te meten, maar gravitatielenzen maken een unieke methode mogelijk, die relatief eenvoudig is. Om dit te begrijpen moet je je proberen voor te stellen dat een gravitatielens, bijvoorbeeld een zwaar sterrenstelsel, zich net zo gedraagt als een stuk glas in een lens. Net zoals bij een glazen lens het licht wordt afgebogen als het door het glas gaat, gebeurt dit bij een gravitatielens als het licht zich door het zwaartekrachtsveld beweegt. En net zoals bij een bril de dikte en vorm van het brillenglas bepalen hoe sterk de bril is en hoe het beeld vervormd wordt, bepalen bij gravitatielenzen de sterkte en vorm van het gravitatieveld de afbuiging van het licht.

Stel nu dat er zich achter zo’n zwaar sterrenstelsel met een sterk zwaartekrachtsveld een ander stelsel bevindt, op een nog grotere afstand. Het licht dat het achtergrondstelsel uitzendt, wordt dan afgebogen door het voorgrondstelsel en het beeld dat we zien wordt vervormd (net als wanneer je door andermans bril kijkt). Het wonderbaarlijke van gravitatielenzen is nu dat als het achtergrondstelsel bijna precies achter het voorgrondstelsel staat én ook de afstanden juist zijn, er zich meerdere afbeeldingen van hetzelfde achtergrondstelsel kunnen vormen. We spreken dan van een ‘sterke lens’. Wanneer achtergrondstelsel, voorgrondstelsel en de aarde exact op één lijn staan, wordt het achtergrondstelsel afgebeeld als een ring van licht: een Einstein-ring (zie fig. 3).

Laten we het sterke-lenseffect eens wat nader bekijken. Stel je eens voor dat je je in dat achtergrondstelsel bevindt en meebeweegt met een lichtdeeltje (foton) dat uiteindelijk, na afgebogen te zijn door het voorgrondstelsel, vele miljarden jaren later op aarde terechtkomt. Omdat het achtergrondstelsel meerdere malen wordt afgebeeld, gaan verschillende fotonen dus langs verschillende paden naar de aarde toe. Maar net als bij de vele wegen die naar Rome leiden, betekent dit nog niet dat die verschillende paden even lang zijn. En zelfs áls twee wegen even lang zijn, duurt de reis soms niet even lang, bijvoorbeeld omdat de ene weg door de bergen gaat en de andere niet. Zoiets geldt ook voor gravitatielenzen: het licht gaat langs verschillende paden van verschillende lengte en passeert daarbij verschillende zwaartekrachtsvelden.

We nemen de verschillende afbeeldingen van de achtergrondbron – ook als de fotonen op hetzelfde moment vertrokken zijn – dus waar op verschillende tijdstippen! Het blijkt nu dat de tijdsvertraging tussen de verschillende afbeeldingen evenredig is met de grootte van het heelal, en dus ook met de leeftijd van het heelal en omgekeerd evenredig met de Hubble- constante. Door bij achtergrondbronnen die een veranderlijke helderheid hebben de verschillen in aankomsttijden van de fotonen te meten, kunnen astronomen dus bepalen hoe groot en hoe oud het heelal is. Uit een aantal recente, betrouwbare metingen is gebleken dat de Hubbleconstante ongeveer 70 kilometer per seconde per megaparsec bedraagt³. Deze meetwaarde heeft een nauwkeurigheid van ongeveer vijftien procent en komt goed overeen met andere bepalingen van de Hubble-constante.

³ Eén megaparsec oftewel één miljoen parsec is gelijk aan 3,26 miljoen lichtjaar oftewel ongeveer 3 × 10¹⁹ kilometer.

De structuur van het heelal

Het gravitatielenseffect kan ook worden gebruikt om de materiële inhoud van het heelal te bepalen. Omdat het heelal uitdijt, was het volume ervan vroeger veel kleiner dan nu. Hoe het volume als functie van de tijd verandert, is echter niet alleen afhankelijk van de Hubble-constante, maar ook van de hoeveelheid materie in het heelal. Hoe meer materie (vooral donkere materie) zich in het heelal bevindt, des te sterker is de aantrekkingskracht ervan en des te trager zal de uitdijing dus verlopen. De recent ontdekte ‘donkere energie’ (zie Zenit, oktober 2005, blz. 435-445) heeft het omgekeerde effect en doet het heelal juist steeds sneller uitdijen (fig. 2).

Hoe we het gravitatielenseffect kunnen gebruiken om het volume van het heelal te bepalen, laat zich aan de hand van de volgende analogie illustreren. Stel je eens een grote kamer voor waarin veel ronde doorzichtige ballonnen zweven. Hun plaats in de kamer is volledig willekeurig. Aan het eind van de kamer bevindt zich een grote muur met daarop een groot aantal dartborden. Hoewel je de grootte van de ballonnen en het aantal ballonnen per volume-eenheid (de ‘ballonnendichtheid’) in je naaste omgeving kunt meten, en de hoekafmeting van de muur met dartborden ook, weet je niet hoe lang de kamer is en ken je dus ook het volume ervan niet. Eén manier waarop je dit volume zou kunnen bepalen, is door één dartpijltje naar elk van de vele dartborden te gooien en te tellen hoe vaak er een ballon knapt. Omdat je de dichtheid van het aantal ballonnen en ook hun grootte kent, is de kans dat je een ballon raakt evenredig met de lengte van de kamer. (Hetzelfde effect maakt dat het steeds moeilijker wordt de achterkant van een met rook gevulde kamer te zien naarmate de kamer langer is.) Het aantal geknapte ballonnen per dartworp zegt dus iets over het volume van de kamer.

Laten we dit nu eens vertalen naar de melkwegstelsels, die aan de hemel een bepaald oppervlak om zich heen hebben (een ‘ballon’) waarbinnen een achtergrondstelsel altijd meerdere keren wordt afgebeeld. Het voorgrondstelsel is dan een sterke lens. Bevindt de achtergrondbron zich buiten dat oppervlak, dan wordt hij maar één keer afgebeeld. Net als in het voorbeeld van de ballonnen kunnen we de dichtheid van het aantal melkwegstelsels in het lokale heelal meten en ook hoe groot hun ‘lensoppervlak’ is. Door nu naar bronnen op heel grote afstand te kijken en te tellen hoe vaak die bronnen meervoudig worden afgebeeld, kunnen we het volume van het heelal bepalen. Door dat volume te vergelijken met wat verwacht wordt op grond van de hoeveelheden donkere materie en donkere energie, kunnen astronomen de relatieve bijdragen van beide bepalen.

Bij een zoektocht naar nieuwe lenssystemen zijn, door naar zo’n vijftienduizend bronnen op grote afstand te kijken, onlangs 22 lenzen gevonden. In combinatie met andere waarnemingen kon hieruit worden afgeleid dat er tweemaal zoveel donkere energie is als donkere materie – iets wat enkele jaren eerder ook al uit supernova- waarnemingen was gebleken. Ook hier is het weer van groot belang dat meerdere methoden het met elkaar eens zijn over de uitkomst, vóór dat het toch wel radicale idee van ‘donkere energie’ geaccepteerd wordt.

De verdeling van donkere materie

Tot nu toe hebben we alleen gekeken naar hoe gravitatielenzen iets kunnen zeggen over de gemiddelde eigenschappen van het heelal op de allergrootste schaal. Het gravitatielenseffect biedt echter meer mogelijkheden: zelfs als er geen meervoudige afbeeldingen van achtergrondbronnen worden gevormd, kan men toch iets leren over de verdeling van materie in het heelal.

De laatste decennia is uit veel waarnemingen gebleken dat de structuur in het heelal is ontstaan uit kleine verschillen in de materiedichtheid in het vroege heelal, die onder invloed van de altijd aanwezige zwaartekracht zijn uitgegroeid tot de grote structuren die we nu waarnemen (sterrenstelsels, clusters, grote-schaalstructuur, enz.). Deze structuren kunnen op vele manieren worden bepaald, maar het probleem is dat dit doorgaans gebeurt door te kijken naar de lichtverdeling (de donkere materie is immers per definitie onzichtbaar). Maar hoe weten we dat de lichtgevende materie (bestaande uit sterren en gaswolken) op dezelfde manier is verdeeld als de donkere materie, die negentig procent van alle materie in het heelal uitmaakt (fig. 4)? Deze vraag is met ‘traditionele’ technieken moeilijk te beantwoorden. Het kan het lenseffect echter niet schelen of licht wordt afgebogen door lichtgevende of donkere materie – het hangt uitsluitend af van het zwaartekrachtsveld.

De techniek die je kunt gebruiken om de grootschalige materieverdeling in het heelal te bepalen, wordt het ‘zwakke-lenseffect’ genoemd. We illustreren dit weer met een analogie. Iedereen is wel eens in een oud huis geweest met glazen ramen die soms al honderd jaar oud zijn. Als je goed oplet, zie je dat dit glas niet perfect is en soms golven en hobbels vertoont of zelfs kleine luchtbelletjes. Als je door zo’n raam kijkt, is wat je ziet óók een beetje vervormd. Natuurlijk zie je niet alles dubbel, zoals bij sommige sterke glazen lenzen het geval kan zijn, want de afwijkingen in de dikte van het glas zijn maar klein. De overeenkomst met het ‘zwakke-lenseffect’ is duidelijk. De grootschalige verdeling van materie in het heelal veroorzaakt kleine vervormingen van het zwaartekrachtsveld rondom deze materie (fig. 5). Omdat deze materie overal in het heelal aanwezig is, kijken astronomen in alle richtingen als het ware door een stuk glas dat een enigszins vervormd beeld geeft. De verschillen met het ‘sterke-lenseffect’ betreffen alleen de mate waarin het beeld wordt vervormd en het feit dat er geen meervoudige afbeeldingen van de achtergrondbron te zien zijn.

Stel je nu voor dat je door dat oude glas naar een stuk papier met vierkante ruitjes kijkt. Normaal zouden dat mooie vierkante ruitjes zijn, maar door de kleine vervormingen van het glas wijken ze net een beetje af van hun®echte vorm – soms maar een paar procent. Door nu de kleine vormafwijkingen van héél veel ruitjes te meten, kun je iets zeggen over de vervorming van het glas – bijvoorbeeld of er veel vervormingen zijn op kleine schaal (kleine hobbeltjes) of ook grootschalige vervormingen (een kromming van het glas).

Als sterrenkundige kun je iets soortgelijks doen: door heel veel kleine vervormingen van heel veel achtergrondstelsels te meten, kun je bepalen hoeveel materie er in het heelal is en op welke schalen het is verdeeld. Op de allerkleinste schalen kan de vervorming zo sterk zijn (net als bijvoorbeeld bij een enkel gasbelletje in het glas) dat men meerdere afbeeldingen ziet: dit zijn de sterke lenzen, zoals sterrenstelsels en zware clusters van sterrenstelsels. Omdat we weten dat negentig procent van alle materie in het heelal donker is, kunnen we dus iets zeggen over hoe deze verdeeld is en of zij ook de verdeling van lichtgevende materie volgt. Bovendien kunnen we de verandering van de materieverdeling in het heelal als functie van tijd meten door dit effect op verschillende afstanden (dus terug in de tijd) te meten. Astronomen kunnen deze unieke metingen vervolgens vergelijken met computersimulaties van de evolutie van grootschalige structuren in het heelal, en de resultaten lijken mooi overeen te komen!

Ook clusters van sterrenstelsels kunnen met de techniek van de zwakke lenswerking worden bestudeerd en op die manier zijn al veel kaarten van de massaverdeling van clusters gemaakt. Deze kaarten kunnen vaak worden aangevuld met waarnemingen van de sterke lenswerking, die in de binnendelen van de clusters plaatsvindt. Door deze onderzoeken te combineren met dynamische en röntgenstudies van dezelfde clusters, kan men zich een ruimtelijk beeld van de cluster vormen, dat wederom direct met grote-schaalsimulaties vergeleken kan worden als test van onze basistheorieën over het heelal.

De structuur en evolutie van sterrenstelsels

Laten we nu weer terugkeren naar de wat kleinere schaal van sterrenstelsels. Anders dan de grote-schaalstructuur van het heelal hebben afzonderlijke stelsels een veel sterker gekromde ruimtetijd om zich heen, waardoor ze in sommige gevallen een achtergrondbron meerdere malen afbeelden. Dit kan handig zijn bij de bepaling van de Hubble-constante, maar geeft ook veel informatie over hoe materie in het sterrenstelsel zelf verdeeld is. Omdat de materieverdeling van bijvoorbeeld de meeste zware elliptische stelsels zich niet gemakkelijk op andere manieren laat bepalen, en dit nóg moeilijker wordt als de stelsels zich op afstanden van miljarden lichtjaren bevinden, blijkt ook hier de sterke-lenswerking uitkomst te bieden. Daarbij is het grote voordeel van het gebruik van lensstelsels dat ze zich op grote afstand bevinden. Dit biedt namelijk de mogelijkheid om veranderingen in sterrenstelsels te meten als functie van de tijd – hun evolutie dus. Dit laatste is van belang om iets te leren over hoe sterrenstelsels zijn ontstaan uit de allerkleinste dichtheidsfluctuaties in het vroege heelal.

Zoals te zien is in figuur 3, kan één enkel sterrenstelsel een achtergrondbron vaak twee of zelfs vier keer afbeelden. Maar als je de afbeeldingen in detail bekijkt, zijn ze toch net wat verschillend van elkaar. Dit komt doordat we de stelsels zien afgebeeld door verschillende delen van het zwaartekrachtsveld van de lens. Hierdoor vervormt elk beeld op andere wijze. Omdat we weten dat de onvervormde afbeelding van de achtergrondbron (als de lens er niet zou zijn) voor elk van de afbeeldingen gelijk is, kunnen we hieruit iets afleiden over het zwaartekrachtsveld, en dus de massaverdeling, in het lensstelsel. Daarbij is gebleken dat in deze verre stelsels (vaak op afstanden van miljarden lichtjaren) de massadichtheid op grote afstand van de kern veel hoger is dan wat er te zien is aan sterren en gas. Dit betekent dat deze verre stelsels een ‘halo’ van donkere materie om zich heen hebben.

Op zich is dit niets nieuws: het bestaan van zulke donkere halo’s was ook al afgeleid uit de bewegingen van sterren en gaswolken in nabije stelsels, waaronder ons eigen Melkwegstelsel. Maar de afgelopen jaren is uit gecombineerde studies van sterbewegingen in gravitatielenssystemen gebleken dat de dichtheidsverdeling in zware elliptische stelsels zelfs 7 miljard jaar geleden al hetzelfde was als wat nu in het nabije heelal wordt gevonden, én dat deze hetzelfde is voor de zogeheten spiraalstelsels, die een heel andere schijfstructuur hebben! Ondanks de grote verschillen in de verdeling van gas en sterren lijken elliptische stelsels en spiraalstelsels qua globale massaverdeling (dus inclusief de donkere materie) veel op elkaar. Bovendien lijken met name de elliptische stelsels qua massastructuur in de tweede helft van de geschiedenis van het heelal niet erg veranderd te zijn. Hoe dit kan, is nog een raadsel.

Gravitatielenzen spelen dus een steeds belangrijkere rol bij de bestudering van de materieverdeling in de halo’s rond sterrenstelsels. Maar donkere- materiesimulaties laten zien dat ook deze halo’s een zekere structuur hebben. Op kleinere schaal is de donkere materie als het ware samengeklonterd tot kleinere substructuren. Door het aantal substructuren te vergelijken met bijvoorbeeld het aantal dwergstelsels rondom ons eigen Melkwegstelsel, is gebleken dat er eigenlijk veel minder dwergstelsels zijn dan de theoretische modellen voorspellen. Een verklaring kan zijn dat de meeste substructuren geheel uit donkere materie bestaan en dus niet waargenomen worden, omdat astronomen alleen gas en sterren kunnen zien. Als dit waar is, zijn sterrenstelsels als het onze omgeven door honderden kleine substructuren van donkere materie!

Hoewel dit nog niet algemeen geaccepteerd is, lijken waarnemingen van de sterke lenswerking inderdaad op substructuren rond sterrenstelsels te duiden. Door de precieze vervormingen van lensafbeeldingen van dezelfde achtergrondbron met elkaar te vergelijken, kan men zien of deze vervormingen het gevolg zijn van een gelijkmatige, uitgebreide verdeling van materie of van een meer klonterige materieverdeling. Uit dit onderzoek is gebleken dat er waarschijnlijk meer substructuur is dan men kan verwachten op grond van de verdeling van de sterren zelf en dat deze substructuur dus voor rekening moet komen van de donkere materie. Het debat hierover raast nog voort en toekomstige waarnemingen moeten aantonen of deze voorlopige conclusie juist is. In elk geval bieden gravitatielenzen hiertoe een unieke mogelijkheid, die geen enkele andere methode biedt, juist omdat zij niet gebaseerd is op de detectie van sterren en gas.

Het onderzoek van sterren en planeten

Sterrenstelsels zelf bestaan uit sterren, en rondom deze sterren bevinden zich vaak planeten (zoals de laatste jaren is gebleken). Omdat sterren en planeten compacte objecten zijn met een relatief hoge dichtheid (veel hoger dan die van de sterrenstelsels zelf), kunnen ook zij als gravitatielens dienen – niet zozeer op kosmologische afstanden, maar in of rondom ons eigen Melkwegstelsel (zie ook Zenit, december 2005).

Omdat sterren een veel kleinere massa hebben dan sterrenstelsels, blijkt dat, als ze als lens werken voor bijvoorbeeld een andere ster op grotere afstand, de lensafbeeldingen slechts een milliboogseconde groot zijn (ongeveer een miljoenste van de hoekafmeting van de maan). Om historische redenen wordt dit het ‘microlenseffect’ genoemd. Zelfs met de krachtigste optische telescopen zijn de eigenlijke lensafbeeldingen niet waarneembaar.

De achtergrondster wordt echter niet alleen meerdere keren afgebeeld, maar de som van de helderheden van deze afbeeldingen kan vele malen die van de achtergrondbron zijn. En doordat de sterren ten opzichte van elkaar bewegen in hun baan rond het melkwegcentrum, verandert deze helderheidsversterking als functie van tijd. Door de lichtkromme van de achtergrondster te observeren met een telescoop, kan men dus tóch iets leren over de eigenschappen van de voorgrondster, ondanks de kleine hoekafmeting waarbinnen de lenswerking plaatsvindt. (Ditzelfde geldt ook voor zwarte gaten, neutronensterren en witte dwergen die als lens fungeren.)

Om te onderzoeken of bijvoorbeeld veel van de eerder besproken donkere materie uit compacte objecten als zwarte gaten en dergelijke bestaat, zijn er de afgelopen tien jaar veel grote waarneemprogramma’s geweest waarbij onder meer de sterren in de Magelhaense Wolken en in het centrum van ons Melkwegstelsel in de gaten werden gehouden. Omdat de kans op het zien van het microlenseffect maar ongeveer 1 op een miljoen is, moet men vele miljoenen sterren tegelijk waarnemen om een redelijke kans op succes te hebben. De huidige onderzoeken hebben dan ook betrekking op vele honderden miljoenen sterren. En uit deze onderzoeken is naar voren gekomen dat hoogstwaarschijnlijk maar een klein deel van de donkere materie uit compacte objecten bestaat en dat er dus naar andere kandidaten voor de donkere materie moet worden gezocht (bijvoorbeeld grote aantallen elementaire deeltjes).

Maar niet alleen de bestudering van sterren of andere zware compacte objecten van die massa is mogelijk. Als er zich bij zo’n ster een planeet bevindt, is het gravitatieveld rondom de ster niet langer in alle richtingen gelijk – er is immers ook een bijdrage van het gravitatieveld van de planeet. Dit heeft een waarneembaar effect op de afbuiging van licht door de ster. Dit is het gevolg van wat men de ‘caustische lijn’ noemt (zie ook Zenit, mei 1998, blz. 196-202). Anders dan bij een vergrootglas, waarbij je een brandpunt hebt waar bijvoorbeeld al het licht van de zon tot één enkel punt wordt geconcentreerd, heb je bij gravitatielenzen niet één punt, maar een hele lijn van ‘brandpunten’.

Wat gebeurt er als zich een achtergrondobject bij die caustische lijn bevindt? Stel dat het een achtergrondster betreft die eindige afmetingen heeft (net zoals onze zon). Lichtdeeltjes die van één punt van het oppervlak van de ster naar een waarnemer op aarde vertrekken, worden door de lenswerking afgebogen onder een bepaalde hoek en komen dan op aarde terecht. Lichtdeeltjes van hetzelfde punt op het steroppervlak die nét in een andere richting vertrekken zouden normaal gesproken niet op aarde aankomen, omdat de afbuigingshoek hen langs de aarde zou sturen. Maar op de caustische lijn is dit niet het geval! Daar compenseert de verandering in de afbuigingshoek exact de verandering in de richting waarin het lichtdeeltje vertrok en komen ze allemaal op aarde terecht. Het schijnbare oppervlak van de ster wordt hierdoor sterk vergroot en de waargenomen helderheid ervan neemt enorm toe.

De aanwezigheid van planeten (of een andere ster) creëert zo’n caustische lijn rond de lensster (zie ook Zenit, mei 1998, blz. 203-209). Zo nu en dan, met veel geluk, bevindt een achtergrondster zich dichtbij of op die caustische lijn waardoor zijn helderheid enorm omhoog schiet. Door dit soort gebeurtenissen te bestuderen kan men dus planeten ontdekken en bestuderen rondom sterren op vele duizenden lichtjaren afstand! Na vele jaren tevergeefs speuren, zijn het afgelopen jaar voor het eerst twee overtuigende microlensverschijnselen waargenomen die het effect van planeten laten zien (fig. 6). Het gravitatielenseffect is nu dus ook een middel geworden bij het opsporen van planeten!

De toekomst

Wat zo’n honderd jaar geleden begon met de relativiteitstheorie en vijfentwintig jaar geleden een vervolg kreeg met de ontdekking van de allereerste gravitatielens, is nu uitgegroeid tot een enorm breed en divers onderzoeksgebied binnen de sterrenkunde. Maar veel ontwikkelingen staan nog in de kinderschoenen.

Op dit moment worden ideeën en nieuwe programma’s ontwikkeld om grote delen van de hemel met behulp van de zwakke-lenswerking in kaart te brengen (fig. 7). Dankzij deze ‘zwakke-lenstomografie’ zullen we over een jaar of tien kunnen beschikken over volledige driedimensionale kaarten van de massaverdeling van clusters en het heelal op de allergrootste schaal. Deze kunnen dan vergeleken worden met bijvoorbeeld de ruimtelijke verdeling van sterren en gas, en ons iets leren over hoe deze verdeeld zijn ten opzichte van de donkere materie en wat hun onderlinge interacties zijn.

Soortgelijk onderzoek zal, op wat kleinere schaal, ook vanuit de ruimte worden gedaan en veel scherpere beelden opleveren. Dit zal vele duizenden nieuwe sterke lenzen opleveren. Door deze ‘sterke-lensstelsels’ te bestuderen als functie van hun massa en afstand (oftewel tijd), zullen we meer te weten komen over hoe sterrenstelsels ontstaan en evolueren.

Ook op het gebied van microlenzen wordt vooruitgang geboekt en nieuw onderzoek breidt zich uit naar nabije sterrenstelsels zoals M31 in Andromeda. Ook op dit terrein bestaan plannen voor onderzoek vanuit de ruimte, die zeker zullen profiteren van de recente ontdekkingen van planeten met behulp van microlenzen. De verwachting is dan ook dat gravitatielenzen in de toekomst een steeds belangrijkere rol gaan vervullen bij het onderzoek van de massaverdeling in het heelal – van de grootste tot aan de kleinste schalen!

Over de auteur

Léon Koopmans is momenteel als assistent- professor verbonden aan het Kapteyn Instituut van de Rijksuniversiteit Groningen. Hij heeft tevens in Groningen gestudeerd en is daar in 2000 gepromoveerd. Daarna heeft hij een half jaar gewerkt bij de Universiteit van Manchester, te Jodrell Bank (Engeland), twee jaar bij het California Institute of Technology in Los Angeles (VS) en een jaar bij het Space Telescope Science Institute in Baltimore (VS).