15 lat projektu OGLE

Za kilka miesięcy minie 15 lat od uruchomienia projektu OGLE — największego przedsięwzięcia obserwacyjnego w polskiej astronomii na przełomie XX i XXI w. Warto pokrótce przypomnieć historię tego projektu i jego najważniejsze osiągnięcia, uznane w środowisku astronomicznym na całym świecie i stanowiące dzisiaj jedną z wizytówek polskiej nauki

Skrót OGLE pochodzi od pełnej angielskiej nazwy projektu: „Optical Gravitational Lensing Experiment”, którą można by przetłumaczyć jako „Projekt Optycznych Obserwacji Soczewkowania Grawitacyjnego”. Słowo „ogle” po angielsku znaczy także „zerkać”, „puszczać oko”, co w sposób nieco żartobliwy oddaje istotę projektu. Taki dobór nazwy programu badawczego, aby jej skrót przyciągał uwagę swoim pobocznym znaczeniem, jest powszechnie praktykowany w astronomii i innych naukach doświadczalnych.

Soczewka OGLE-2003-BLG-235 składa się z gwiazdy o masie 0,36 masy Słońca i planety 1,5 raza cięższej od Jowisza na orbicie o promieniu 3 j.a. System znajduje się w odległości ok. 5 kpc od Ziemi. Odkrycie było możliwe dzięki wspólnej analizie danych zespołów OGLE i MOA. Ryc. A i B oraz wstawki przedstawiają fragmenty krzywej blasku w różnych skalach

Soczewkowanie grawitacyjne jest wynikiem ugięcia światła przechodzącego w pobliżu obiektów masywnych. Stanowi konsekwencję ogólnej teorii względności. Przy odpowiednim usytuowaniu źródła i zakrzywiającej tor promieni masy („soczewki”) obserwator może zarejestrować pojawienie się dwóch lub więcej obrazów źródła o różnej jasności. Pierwsze soczewki grawitacyjne odkryto w latach 70. XX w. — były to wielokrotne obrazy kwazarów rozszczepione przez masywne galaktyki lub gromady galaktyk. Zjawisko to ma także swoją wersję w małej skali, kiedy źródłem jest gwiazda w naszej Galaktyce a soczewką inna gwiazda, brązowy karzeł lub obiekt planetarny — nazywamy je wtedy mikrosoczewkowaniem. W tej skali niemożliwe jest rozdzielenie obrazów wielokrotnych, a jedynym obserwowalnym efektem jest wzmocnienie jasności źródła, które ze względu na wzajemny ruch obiektów w Galaktyce powoduje zmianę jego blasku o charakterystycznym, symetrycznym kształcie. Mikrosoczewkowanie przewidział już sam Einstein, ale uznał je za ciekawostkę pozbawioną praktycznego znaczenia.

Dopiero w 1986 r. prof. Bohdan Paczyński, polski astronom pracujący na amerykańskim uniwersytecie w Princeton, powrócił do zapomnianego na dziesięciolecia mikrosoczewkowania grawitacyjnego, proponując jego zastosowanie do poszukiwania ciemnej materii mogącej stanowić „brakującą masę” w naszej Galaktyce. Od dawna wiadomo bowiem z obserwacji materii świecącej w naszej i w innych galaktykach, że jest jej zdecydowanie za mało, aby wyjaśnić własności dynamiczne tych układów znane z niezależnych pomiarów. Paczyński przedstawił teoretyczny kształt krzywej zmian blasku odpowiadającej mikrosoczewkowaniu oraz obliczył częstość jego występowania przy założeniu, że określoną część ciemnej materii stanowią potencjalne soczewki: małomasywne, słabo świecące gwiazdy, brązowe karły czy nawet bardziej egzotyczne obiekty, takie jak swobodne planety czy małe czarne dziury. Obserwacyjne wykrycie mikrosoczewkowania i jego statystyczna analiza mogły — przynajmniej potencjalnie — określić ilość ciemnej materii ukrytej w takich soczewkach.

Między teorią a praktycznym jej zastosowaniem rysowała się jednak przepaść. Prawdopodobieństwo wykrycia mikrosoczewkowania obliczone przez Paczyńskiego jest niezwykle małe — nawet patrząc w najbardziej wydajnym pod tym względem kierunku centrum Galaktyki mamy szansę zaobserwować jedną wzmocnioną wskutek soczewkowania gwiazdę na milion. Było jasne, że odkrycie choćby kilku zjawisk tego typu będzie wymagać stałego dostępu do wybranego teleskopu przez wiele miesięcy czy nawet lat, efektywnego śledzenia milionów gwiazd, wydajnej fotometrii tych gwiazd i sprawnej jej analizy. Wymagania instrumentalne (czas teleskopowy, nowoczesna kamera CCD) i obliczeniowe wydawały się nie do spełnienia. Mimo to na początku lat 90. trzy zespoły badawcze przyjęły wyzwanie i rozpoczęły pracę. Wśród nich był także zespół OGLE, kierowany przez prof. Andrzeja Udalskiego, złożony z astronomów Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego, w tym również autora tego artykułu. W skład grupy OGLE wchodzili także prof. Paczyński z Uniwersytetu Princeton oraz dr Mario Mateo z Carnegie Institution of Washington — prywatnej amerykańskiej instytucji naukowej będącej właścicielem obserwatorium Las Campanas położonego na skraju pustyni Atacama w Chile. Dzięki tej międzynarodowej współpracy zespół OGLE otrzymał szczodry przydział czasu na 1-metrowym teleskopie Swope w Las Campanas — prawie 70 nocy w pierwszym sezonie obserwacji. 13 kwietnia 1992 r. z kamery CCD teleskopu Swope, wyposażonej w detektor o wielkości 2048×2048 pikseli, odczytaliśmy pierwszy obrazek nieba. Mniej więcej w tym samym czasie rozpoczęły obserwacje pozostałe dwie grupy poszukujące soczewek: amerykańsko-australijski zespół MACHO oraz francuski EROS.

Budynki teleskopu warszawskiego w obserwatorium Las Campanas. Na pierwszym planie „domek obserwatora”, z którego steruje się teleskopem, odbiera i redukuje dane z kamery CCD. Fot. Igor Soszyński

Konieczność monitorowania wielu milionów gwiazd wymusiła wybór obiektów obserwacji. W grę wchodziły tylko gęste pola gwiazdowe, takie jak obszary w pobliżu centrum Galaktyki czy też w najbliższych sąsiednich galaktykach — Obłokach Magellana. Zespół OGLE, ze względu na ograniczony dostęp do teleskopu, skoncentrował się na badaniu centrum Galaktyki, w obszarze stosunkowo niewielkiej ekstynkcji zwanym Oknem Baadego. Wybraliśmy kilkanaście pól obejmujących 1,25 stopnia kwadratowego, w których udało się wyznaczyć i monitorować jasność 2 mln gwiazd. Opracowaliśmy, specjalnie na użytek projektu, pakiet programów do analizy fotometrii gwiazd i archiwizacji danych. Zaprojektowaliśmy bazy danych pozwalające na efektywne zapamiętywanie i korzystanie z uzyskanych wyników. Pojedynczy obrazek nieba miał objętość 8MB, w ciągu sezonu zbieraliśmy 20 GB danych, wyniki redukcji i bazy danych zwiększały tę objętość dwukrotnie. Z dzisiejszej perspektywy te liczby nie wydają się duże, ale w 1992 r. pojemność dysków czy taśm, a także moce obliczeniowe komputerów stanowiły maleńki ułamek tego, co dzisiaj wydaje się standardem. W ciągu czterech sezonów pierwszej fazy projektu, zwanej OGLE-I, wykonaliśmy prawie 10000 obrazów nieba, uzyskując kilkaset milionów indywidualnych pomiarów.

Oczekiwanie na pierwszą mikrosoczewkę trwało 15 miesięcy. Pod koniec drugiego sezonu obserwacji, we wrześniu 1993 r. zespół OGLE odkrył pierwsze zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego w kierunku centrum Galaktyki. Niemal równocześnie zespół MACHO doniósł o swoim odkryciu pierwszego zjawiska w kierunku Wielkiego Obłoku Magellana. Odkrycie soczewki zaanonsowali także Francuzi, ale po jakimś czasie okazało się, że ich obiekt był „zwykłą” gwiazdą zmienną. Od tamtej chwili odkryto kilka tysięcy zjawisk mirosoczewkowania, większość z nich w projekcie OGLE, który jako jedyny z tych trzech w dalszym ciągu pracuje, będąc dziś niemal monopolistą w wykrywaniu zjawisk tego typu (kilkaset każdego roku). Mikrosoczewkowanie grawitacyjne — teoretyczna „ciekawostka” Einsteina — stało się jeszcze jednym narzędziem w astronomii.

Analiza zjawisk mikrosoczewkowania odkrytych w fazie OGLE-I przyniosła ciekawe wyniki. Udało się oszacować ilość ciemnej materii występującej w formie potencjalnych soczewek. Okazało się, że w kierunku centrum Galaktyki jest jej nieco więcej niż oczekiwano. Sugerowało to nowe spojrzenie na budowę Galaktyki. Przeprowadzone przez nas szczegółowe badania populacji gwiazdowych po przeciwnych stronach centrum potwierdziły istnienie poprzeczki. Z kolei wyniki obserwacji zespołu MACHO w kierunku Obłoków Magellana wykazały mniejszą niż oczekiwano gęstość ciemnej materii (w formie potencjalnych soczewek) w halo galaktycznym. W 1994 r. odkryliśmy pierwszy przypadek mikrosoczewkowania przez obiekt podwójny. Krzywa zmian blasku ma w tym przypadku zupełnie inny kształt, także jednak bardzo charakterystyczny. Analiza takich podwójnych soczewek daje niezwykle ciekawe możliwości — w tym także odkrywanie układów planetarnych. Wrócimy do tego w dalszej części artykułu. Ten sam rok 1994 przyniósł jeszcze jedno ważne wydarzenie — uruchomiliśmy system wczesnego, niemal w czasie rzeczywistym, wykrywania zjawisk mikrosoczewkowania. Nazwaliśmy ten system EWS, od ang. Early Warning System. W największym skrócie polega on na bieżącej analizie zmian blasku setek tysięcy gwiazd, które w poprzednich sezonach obserwacyjnych były „stałe”. Jeśli taka gwiazda zaczyna nagle jaśnieć, zostaje wykryta jako kandydatka na soczewkę. Od czasu uruchomienia systemu EWS powstało kilka wyspecjalizowanych projektów obserwacyjnych (PLANET, microFUN i in.), które dysponując siecią teleskopów na całej Ziemi, obserwują zaanonsowane przez OGLE zjawiska z maksymalnym natężeniem. W wielu przypadkach od gęstości i kompletności pokrycia krzywej zmian blasku zależy możliwość wyznaczenia istotnych parametrów soczewki czy odkrycie krótkotrwałej odchyłki sugerującej obecność planety.

W projekcie masowej fotometrii gwiazd, takim jak OGLE, powstaje niejako przy okazji ogromna baza danych — nawet kilkaset pomiarów jasności każdej z wielu milionów obserwowanych gwiazd. Niezależnie od poszukiwania i analizy zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego dane te stanowią przebogaty materiał do badań astrofizyki gwiazdowej w każdej niemal jej dziedzinie związanej z promieniowanie widzialnym i bliską podczerwienią (OGLE prowadzi obserwacje głównie w barwie I, a ponadto również w V i B). Wiele takich pobocznych projektów wykonaliśmy sami, odkrywając m.in. dziesiątki tysięcy gwiazd zmiennych różnych typów. Od samego niemal początku udostępnialiśmy również nasze dane w Internecie, wychodząc z założenia, że materiał obserwacyjny jest tak bogaty, że starczy go dla wszystkich chętnych. Na stronach internetowych projektu (http://ogle.astrouw.edu.pl) można znaleźć katalogi gwiazd zmiennych i ich gromad, mapy fotometryczne pól w centrum i w dysku Galaktyki oraz w Obłokach Magellana. Powstało już kilkaset prac autorów niezwiązanych z naszym zespołem, opartych w części lub w całości na danych OGLE.

Teleskop warszawski w obserwatorium Las Campanas w Chile. Średnica lustra 1,3 m. Pojemnik u dołu zawiera chłodzoną ciekłym azotem mozaikową kamerę CCD o rozmiarze 8192×8192 pikseli. Fot. Krzysztof Ulaczyk

Wróćmy jednak do historii. W ciągu czterech lat fazy OGLE-I wykazaliśmy istnienie zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego, udowodniliśmy również nasze możliwości efektywnego zbierania, archiwizowania i analizy obserwacji. Brakowało nam jednak stałego, całorocznego dostępu do teleskopu umieszczonego w dobrym klimacie astronomicznym, na południowej półkuli, umożliwiającego obserwacje centrum Galaktyki i Obłoków Magellana. Sprzyjające warunki zewnętrzne — powstanie Komitetu Badań Naukowych i związana z tym głęboka reforma systemu finansowania nauki w Polsce oraz życzliwość naszych amerykańskich gospodarzy w obserwatorium Las Campanas i uznanie sukcesu pierwszej fazy projektu — skłoniły nas do podjęcia starań o budowę własnego teleskopu w Chile. Grant KBN oraz dodatkowe fundusze od Fundacji na rzecz Nauki Polskiej i Fundacji Astronomii Polskiej umożliwiły realizację tego zamierzenia. Znaczące wsparcie otrzymaliśmy od władz Carnegie, które udostępniły nam nieodpłatnie miejsce na teleskop w obserwatorium Las Campanas. Teleskop o średnicy 1,3 metra, w systemie Ritchey-Chretien, został zamówiony i wykonany w amerykańskiej firmie DFM. Kamerę CCD, wyposażoną w detektor 2048×2048 pikseli własnoręcznie zaprojektował i wykonał prof. Udalski, który wspólnie z prof. Marcinem Kubiakiem, dyrektorem Obserwatorium Astronomicznego UW, prowadził też całe przedsięwzięcie od strony organizacyjnej. Regularne obserwacje teleskopu warszawskiego w LCO ruszyły w styczniu 1997 r. Rozpoczęliśmy w ten sposób drugą fazę projektu — OGLE-II.

Obserwacje w drugiej fazie projektu były prowadzone w trybie skanującym (ang. driftscan) kamery CCD. Teleskop w czasie ekspozycji poruszał się powoli w deklinacji, w tempie dokładnie odpowiadającym prędkości odczytu detektora CCD. Pozwoliło to uzyskiwać obrazy czterokrotnie większe od nominalnej wielkości detektora przy jednoczesnej redukcji czasu odczytu. W połączeniu z całorocznym dostępem do teleskopu (z wyjątkiem 10% czasu zwyczajowo oddawanego astronomom chilijskim) pozwoliło to na znaczne zwiększenie strumienia danych (1,2 GB/noc), obserwowanego obszaru nieba (27 stopni kwadratowych) i liczby obiektów (ponad 40 mln). Lista obiektów powiększyła się o Obłoki Magellana.

Obsługa własnego teleskopu dedykowanego do projektu wymagała oczywiście zwiększonego wysiłku organizacyjnego oraz stworzenia na miejscu w Chile odpowiedniej bazy obliczeniowej, umożliwiającej wykonywanie redukcji fotometrycznych niezwłocznie po zakończeniu obserwacji. Zespół OGLE-II składał się z pracowników, magistrantów i doktorantów Obserwatorium. Ściśle współpracowaliśmy z prof. Paczyńskim.

Krzywa zmian blasku odkrytej przez zespół OGLE pierwszej w historii mikrosoczewki grawitacyjnej w kierunku centrum Galaktyki. Gwiazda-źródło pojaśniała 2,7 razy w maksimum zjawiska, 15 czerwca 2003 r. Soczewkę odkryto dopiero 29 września. Obecnie zespół OGLE wykrywa zjawiska mikrosoczewkowania zazwyczaj jeszcze przed maksimum

Wykrywanie zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego pozostało ważnym celem drugiej fazy projektu. Jednocześnie jednak większą wagę przyznaliśmy obserwacjom gwiazd, analizie ich zmienności, wykrywaniu i katalogowaniu nowych obiektów. Wielkie znaczenie miały obserwacje obu Obłoków Magellana, które stanowią bardzo szczególne laboratoria astrofizyczne. Miliony dających się stosunkowo łatwo rozdzielić gwiazd położonych w jednakowej niemal odległości od Ziemi i posiadających bardzo zbliżony (w każdym Obłoku z osobna) skład chemiczny pozwalają prowadzić szczegółowe badania nad poszczególnymi typami tych obiektów. Bardzo interesujące były badania tzw. świec standardowych, używanych do kalibracji odległości we Wszechświecie, takich jak cefeidy. Analiza jasności i okresów cefeid w Wielkim Obłoku Magellana, których liczbę obserwacje OGLE zwiększyły o rząd wielkości, pozwoliła na dokładniejsze wyznaczenie zależności okres-jasność oraz okres-jasność-kolor, stanowiących podstawę wyznaczania odległości do dalej położonych galaktyk i ich gromad. Badania OGLE innego typu świec standardowych, gwiazd tzw. „red clump” — zagęszczenia w czerwonej części diagramu HR doprowadziły, poprzez nawiązanie do gwiazd tego typu obserwowanych w naszej Galaktyce przez satelitę Hipparcos, do wyznaczenia absolutnej odległości do Obłoków Magellana. Wartość uzyskana przez zespół OGLE jest o ok. 10% mniejsza od dotychczas przyjmowanej. Wynik ten wywołał spore poruszenie w środowisku astronomicznym i choć zdają się go potwierdzać badania innych obiektów mogących służyć jako wskaźniki odległości, nie można go wciąż jeszcze uznać za ostatecznie potwierdzony. Z pewnością będziemy z wielkim zainteresowaniem oczekiwać na wyniki obserwacji planowanych misji astrometrycznych, następców Hipparcosa (GAIA, JWST), które będą w stanie zmierzyć bezpośrednio odległość do cefeid w naszej Galaktyce i ostatecznie skalibrować skalę odległości we Wszechświecie. Bez względu jednak na położenie punktu zerowego tej skali, jej nachylenie wyznaczone przez zespół OGLE jest obecnie powszechnie akceptowane.

Ważnym rezultatem fazy OGLE-II było też stworzenie i udostępnienie w Internecie „map fotometrycznych” centrum Galaktyki i Obłoków Magellana. Te „mapy” to w istocie katalogi ogólne gwiazd zawierające ich współrzędne oraz średnie jasności i kolory w filtrach V i I (centrum Galaktyki, 30 mln obiektów), a w Obłokach Magellana (7 mln obiektów w LMC i 2 mln w SMC) także w filtrze B. Katalogi stanowią cenne źródło informacji o tych obszarach nieba i są intensywnie wykorzystywane przez astronomów na całym świecie. Przykładem różnorodności projektów pobocznych realizowanych przez zespół OGLE może być także katalog ruchów własnych 5 mln gwiazd w centrum Galaktyki.

Charakterystyczna krzywa zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego na przykładzie jednej z soczewek odkrytych przez zespół OGLE w 2006 r.

„Kto się nie rozwija, ten zostaje w tyle”. Aby pozostać w światowej czołówce projektów masowej fotometrii gwiazdowej, musieliśmy myśleć o kolejnym zwiększeniu zdolności obserwacyjnych OGLE. Ponieważ teleskop warszawski ma duże pole widzenia (nominalna średnica 1,5 stopnia), zdecydowaliśmy się na zmianę kamery CCD. Nową kamerę, wyposażoną w mozaikę 8 detektorów o wielkości 2048×4096 pikseli zaprojektował i zbudował prof. Udalski. Pojedynczy obraz nieba z tej kamery składa się z 64 mln punktów i ma objętość 128 MB. Przy rozmiarze piksela odpowiadającym na niebie 0,26 sekundy łuku kamera pokrywa jednorazowo kwadrat o boku 35 minut łuku. Pierwsze obserwacje wykonano w czerwcu 2001 r. W ten sposób rozpoczęliśmy trzecią fazę projektu, która trwa do dzisiaj. Każdej pogodnej nocy uzyskujemy prawie 100 obrazów nieba o łącznej objętości 10 GB.

Fotometria gwiazd w OGLE-III jest wykonywana innym niż poprzednio sposobem. W końcu lat 90. Robert Lupton i Christophe Alard, wykorzystując zresztą do testów dane projektu OGLE, stworzyli pakiet oprogramowania do odejmowania obrazów (DIA). Metoda wykorzystuje obraz referencyjny danego pola gwiazdowego, złożony z kilku-, kilkunastu wybranych obrazów tego pola o wysokiej jakości. Jest on następnie odejmowany od kolejnych obrazów otrzymywanych z kamery CCD. Powstający w ten sposób obraz różnicowy zawiera wyłącznie sygnał od obiektów zmieniających swoją jasność. Algorytm Luptona i Alarda został przez nas zaadaptowany i udoskonalony na potrzeby projektu OGLE, a następnie przetestowany na danych OGLE-II. Próby potwierdziły przydatność metody odejmowania obrazów do wykonywania fotometrii w gęstych polach gwiazdowych, w których metoda ta daje wyniki dokładniejsze od stosowanej przez nas wcześniej fotometrii profilowej. Od początku fazy OGLE-III stosujemy metodę DIA w procesie automatycznej redukcji danych. Również dane z poprzednich faz projektu zostały sukcesywnie przeredukowane tą metodą, co zaowocowało m.in. powstaniem katalogów obiektów wykazujących zmienność w polach centrum GaGalaktyki (200 tys.) i w Obłokach Magellana (68 tys.).

Nowym, ważnym celem projektu w jego trzeciej fazie stały się poszukiwania planet pozasłonecznych, odkrywanych dotychczas niemal wyłącznie metodami spektroskopowymi. Zastosowanie masowej fotometrii do badań w tym zakresie przyniosło zespołowi OGLE spektakularny sukces. Zastosowaliśmy metodę tranzytów — poszukiwania mikroskopijnych i krótkotrwałych, okresowych spadków jasności gwiazd wskutek zakrywania części ich tarcz przez orbitujące wokół nich obiekty o „planetarnych” rozmiarach. Idea jest niezwykle prosta i odpowiada dokładnie obserwowanym z Ziemi tranzytom Wenus i Merkurego na tle tarczy Słońca. Praktyczne jej zastosowanie do odległych gwiazd stanowi jednak nie lada wyzwanie. Spadek jasności gwiazdy podobnej do Słońca spowodowany przejściem planety jowiszowej wynosi około 1 procenta i jego wykrycie wymaga niezwykłej precyzji fotometrycznej i efektywnej analizy danych. Przed rozpoczęciem przez zespół OGLE pierwszej kampanii tranzytowej w 2001 r. znany był zaledwie jeden obiekt tranzytujący, HD209458, jednak w tym przypadku obecność planety w układzie była już znana wcześniej z badań spektroskopowych. Rezultaty poszukiwań okazały się bardzo obiecujące. Wykryliśmy ponad 40 gwiazd posiadających słabo świecących towarzyszy. Trzeba podkreślić, że metoda tranzytów pozwala określić jedynie rozmiar obiektu przechodzącego przed tarczą gwiazdy, nie daje natomiast żadnych informacji o jego masie. Skądinąd wiadomo, że podobne rozmiary mają duże planety, brązowe karły oraz najmniejsze gwiazdy. Dlatego określenie charakteru towarzyszącego gwieździe obiektu wymaga badań spektroskopowych wykonywanych przez zespoły badawcze wyspecjalizowane w spektroskopowych poszukiwaniach planet. Badania obiektów z listy tranzytów OGLE są jednak znacznie łatwiejsze — wiadomo już gdzie szukać, ponadto znajomość dokładnej efemerydy układu pozwala znacząco zredukować liczbę punktów na krzywej prędkości radialnych koniecznych do oszacowania masy. Dotychczas przeprowadziliśmy 6 kampanii poszukiwania tranzytów. Dane z czterech z nich zostały już zanalizowane i opublikowane. Wciąż jeszcze niekompletne badania spektroskopowe wykonywane na najbardziej obiecujących z prawie dwustu wykrytych przez nas obiektów potwierdziły planetarny charakter pięciu z nich. Dwa z naszych obiektów okazały się najmniejszymi znanymi dotychczas gwiazdami, o promieniu zbliżonym do promienia Jowisza i masie 0,085 masy Słońca — bliskiej, teoretycznej dolnej granicy masy zwykłej gwiazdy.

Tranzyt OGLE-TR-122 — układ podwójny z najlżejszą znaną gwiazdą (0,09 masy Słońca). Rycina przedstawia krzywą zmian blasku sfazowaną z okresem 7,27 dnia, podwójny okres (u góry) oraz 10 godzin wokół centrum zakrycia (u dołu po lewej). U dołu po prawej fragment obrazu nieba z układem tranzytującym zaznaczonym krzyżem

Podobnie jak w poprzednich fazach projektu, w drugim roku OGLE-III uruchomiliśmy system EWS. Każdego roku wykrywamy ponad 500 zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Współpraca z grupami „follow-up”, które obserwują znalezione przez OGLE soczewki, pozwoliła na dokonanie kolejnego przełomu w badaniach pozasłonecznych układów planetarnych — odkrycie planety za pomocą analizy mikrosoczewkowania. Układ gwiazda-planeta może stanowić dla obserwatora na Ziemi specyficzną soczewkę podwójną. Sygnał pochodzący od planety jest krótkotrwały, ale w sprzyjających warunkach może być dość silny. Dlatego niezwykle ważne jest intensywne monitorowanie zjawisk mikrosoczewkowania. Temu celowi służy uruchomiony w 2003 r. system EEWS (Early-Early Warning System) wykrywający w ciągu kilku minut od zakończenia ekspozycji odchyłki od standardowej, pojedynczej krzywej mikrosoczewkowej. Badane są w ten sposób wszystkie aktualnie trwające zjawiska wykryte wcześniej przez system EWS. W przypadku istotnego odstępstwa od zwykłego przebiegu zjawiska, sugerującego obecność drugiego obiektu w układzie soczewki, zwiększa się częstotliwość obserwacji danego pola, a do wszystkich grup współpracujących wysyła się pocztą elektroniczną informację o nietypowym zjawisku. Wykorzystanie systemu EEWS i międzyzespołowa współpraca przy obserwacjach szczególnie interesujących mikrosoczewek podwójnych doprowadziły do odkrycia tą metodą czterech układów planetarnych, rekordowych zarówno pod względem odległości od Słońca (kilka tysięcy lat świetlnych), jak i masy — najlżejsza odkryta w ten sposób planeta ma masę zaledwie 5,5 raza większą od masy Ziemi, druga w kolejności — 13. To, że stosunkowo szybko udało się wykryć takie lekkie planety, zdaje się potwierdzać przewidywania teorii powstawania układów planetarnych o powszechnym występowaniu takich obiektów. Warto zauważyć, że mikrosoczewkowanie grawitacyjne, jako jedyna stosowana obecnie metoda, daje możliwość wykrywania planet o małych masach (nawet takich jak Ziemia), krążących po orbitach o promieniu rzędu jednostki astronomicznej wokół nawet bardzo odległych gwiazd.

W ciągu 15 lat swojego działania projekt OGLE wypracował sobie niekwestionowaną pozycję lidera obserwacji mikrosoczewkowania grawitacyjnego. Znajduje się także w czołówce projektów masowej fotometrii gwiazd. Katalogi gwiazd zmiennych OGLE wielokrotnie zwiększyły liczbę znanych zmiennych poszczególnych typów, w tym cefeid i gwiazd zaćmieniowych. Utrzymanie tak wysokiej pozycji także w przyszłości wymagać będzie niewątpliwie nowych inwestycji aparaturowych, które pozwolą sprostać powstającej powoli konkurencji projektów dysponujących podobnie jak OGLE własnymi teleskopami (np. MOA w Nowej Zelandii). Naturalnym kierunkiem rozwoju projektu byłaby budowa kamery CCD trzeciej generacji, która pozwoliłaby wykorzystać całe pole widzenia naszego teleskopu. Mamy nadzieję, że uda się zdobyć potrzebne na ten cel fundusze i że faza OGLE-IV przyniesie polskiej nauce równie wiele powodów do dumy co poprzednie trzy etapy projektu.

Dr hab. Michał Szymański jest uczestnikiem badań programu OGLE od początku jego istnienia. Jego rola w programie to głównie logistyka programu i analiza odkrytych zjawisk mikrosoczewkowania