Слева вверху видно уярчение звезды за счет гравлинзы в феврале 1993 (сравните со снимком слева внизу). Справа на снимке с Хаббла видно и ту звезду, блеск которой становился ярче в 1993, и красную звезду - гравлинзу. Размер снимка с Хаббла соответствует маленькому квадрату на левых снимках. Credit: NASA, ESA and D. Bennett (University of Notre Dame)

В предыдущей работе (Nature 414, 617, 2001) наиболее вероятное значение массы получалось слишком малым - раз в 30 меньше массы Солнца. Такие звезды уже не могут светить ярко - в них не загорается термодерный водородный цикл. Это привлекло внимание А.Гоулда, он решил, что ранее определенное расстояние - в 200 парсек - ошибочно, что и привело к ошибке в массе. А.Гоулд понял, что можно найти другое решение, полностью описывающее наблюдавшееся явление микролинзирования при большей массе и большем расстоянии.

После этого А.Дрэйк из Принстона, К.Кук из Ливермора и С.Келлер из Национального Ун-та Австралии сумели измерить параллакс этой звезды с помощью Хаббловского телескопа. Оно оказалось около 600 пк, что хорошо совпало с новым решением Гоулда и дало массу M = 0.097+/-0.016 Msun.

Это значение хорошо совпадает с предсказанием Б.В.Комберга, Д.А.Компанейца и В.Н.Лукаша. Еще в 1995 году они указали, что события микролинзирования в направлении Большого Магелланова Облака могут объясняться красными карликами с массой около 0.1 массы Солнца (Астрономический Журнал том. 72, 1995 г., стр. 457).