מדענים הצליחו לחשב את המסה של כוכב מסוג "ננס לבן" בעזרת שיטות שהגה איינשטיין שנים רבות לפני שהייתה הטכנולוגיה לבצע אותן בפועל
מדידות חדשות של טלסקופ האבל חושפות כי הכבידה של כוכב מסוג "ננס לבן" מסיטה את קרני האור, כפי שחזה אלברט איינשטיין בתורת היחסות הכללית לפני יותר ממאה שנה. את ההוכחה הראשונה ליחסות הכללית סיפקה תצפית כי השמש שלנו מעוותת קרני אור, אבל המדידות המתפרסמות כעת מבוססות על תופעת עידוש כבידתי של כוכב אחר, והן מדויקות מספיק בשביל למדוד את המסה של הננס הלבן, דבר המאשר את המודלים הקיימים לגבי טבעם והרכבם של כוכבים כאלה.
איינשטיין צפה בתורת היחסות הכללית שאור שעובר ליד גוף כבד יוסט ממסלולו. למרות שלקרני אור אין מסה, הן מושפעות משדה הכבידה שמעוות את המרחב סביב כל גוף בעל מסה גדולה. בשנת 1919 מדד ארתור אדינגטון את התופעה בזמן ליקוי חמה, והראה כי כוכבים שנראים לנו סמוכים לשולי השמש נראו מוסטים מעט יחסית למיקומם הרגיל בשמיים. קשה מאד לבצע מדידות שכאלה, בעיקר בגלל שהגוף הכבד המשמש כ"עדשה" שמסיטה את קרני האור בדרך כלל גם פולט אור חזק משל עצמו. בעת הליקוי היה אפשר לראות את הכוכבים שמאחורי השמש בגלל שהירח הסתיר את אור השמש.
במאמר מאוחר יותר הסביר איינשטיין את עקרון העידוש הכבידתי: בגלל שגופים כבדים מעקמים את קרני האור, הם פועלים למעשה כמו עדשה, ויוכלו להגדיל עבורנו גרמי שמיים מרוחקים יותר. איינשטיין קבע במאמר בצער ש"אין תקווה שנוכל לצפות ישירות בתופעה הזו", בגלל המגבלות של הטלסקופים בימיו.
בניסוי הנוכחי, אסטרונומים חיפשו כוכבים בעלי תנועה מהירה בשמיים, שעומדים לעבור קרוב לקו הראיה של כוכב אחר, רחוק יותר, שאת מיקומו יוכלו למדוד. על פי תורת היחסות, אם קו הראיה של שני הכוכבים קרוב מספיק, המיקום שבו נראה הכוכב ברקע ישתנה קלות. מדידות כה מדויקות (הזזה של כמה אלפיות של שניית קשת) אפשר לבצע רק בטלסקופ חלל בעל רזולוציה טובה, משום שהוא נמצא מחוץ לאטמוספרה המעוותת את חדות התצפיות.
ננס לבן הוא מה שנותר בסוף חייהם של כוכבים קטנים ובינוניים (עד 10 מסות שמש). אחרי שכוכב מסיים את שלבי בעירת הדלק הגרעיני שלו, הוא מתנפח לענק אדום, ובסופו של דבר משיל את שכבותיו החיצוניות, כך שרק הגרעין החם והדחוס נשאר. ננסים לבנים אינם מייצרים אנרגיה כמו כוכבים בשלבי חייהם, והלחץ האדיר שנוצר בגלל כוח המשיכה נתמך על ידי לחץ "ניוון אלקטרונים", אפקט קוונטי שבו שני אלקטרונים אינם יכולים להתקיים באותו מצב. למשל, הם אינם יכולים להיות בו זמנית באותו מקום ובאותה מהירות. בגלל תופעה זאת האלקטרונים דוחים זה את זה ומונעים מהננס הלבן לקרוס.
אמנם המסה של ננס לבן יכולה להיות עד 1.4 ממסת השמש, אך גודלו קטן פי מאה בערך מהשמש והחומר שבו צפוף פי מליון מהגז שבתוך כוכב טיפוסי. המסה, הגודל והטמפרטורה של ננסים לבנים קשורים זה לזה, ומפורטים במודלים המתארים את חייהם ומותם של כוכבים. מדידה של מסה של ננס לבן שאינה תלויה בפרמטרים האחרים שלו או בנוכחות של כוכבים שכנים עוזרת להבין את היווצרותם של ננסים לבנים ואת ההתנהגות של חומר בצפיפות כה גדולה.
הכבידה של הננס הלבן מעקמת את האור של הכוכב שמאחוריו. תרשים המסביר את המחקר | מקור: NASA, ESA, and A. Feild, STScI
מתוך 5000 כוכבים בעלי תנועה עצמית מהירה בשמיים, בחרו החוקרים בננס הלבן Stein 2051B. המדענים במרכז טלסקופ החלל בבולטימור חישבו כי הננס הזה יעבור בינינו לבין כוכב אחר, ויסיט את האור המגיע ממנו לעינינו. במשך שנתיים צפה טלסקופ החלל האבל במערכת של הננס הלבן והכוכב ברקע. מיקומו של הכוכב בשמיים נמדד בדיוק של כמה אלפיות של שניית קשת. מדידה זאת שקולה להבחנה בגוף הנע מרחק של מטרים אחדים על פני הירח.
התוצאות שהתקבלו מתאימות היטב לתורת היחסות, והמדידה מאפשרת לחשב את המסה של הננס הלבן. בעבר ניסו לחשב את המסה של הננס הזה בשיטות אחרות, אך התוצאות עמדו בסתירה למודלים המקובלים להרכב וזמן החיים של ננסים לבנים. המדידה החדשה שעל פיה מסת הננס הלבן היא כ-0.675 מסות שמש, מתאימה למודלים של ההרכב והאבולוציה של ננסים לבנים.
