Microlente gravitacional

Parte de una serie de artículos sobre
Lente gravitacional
Anillo de Einstein Formalismo Lente fuerte Microlente Lente débil
Sistemas de lentes fuertes Abell 1689  · Abell 2218 CL0024 + 17  · Bullet Cluster QSO2237 + 0305  · SDSSJ0946 + 1006 B1359 + 154  · QSO 0957 + 561
Encuestas Fuerte: CLASE  · SLACS ( SDSS ) Micro: OGLE  · Gaia Débil: DLS  · Pan-STARRS  · CFHTLS  · DES  · LSST  · SNAP  · DESTINY
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La microlente gravitacional es un fenómeno astronómico debido al efecto de lente gravitacional . Puede usarse para detectar objetos que van desde la masa de un planeta hasta la masa de una estrella, independientemente de la luz que emitan. Por lo general, los astrónomos solo pueden detectar objetos brillantes que emiten mucha luz ( estrellas ) u objetos grandes que bloquean la luz de fondo (nubes de gas y polvo). Estos objetos constituyen solo una pequeña parte de la masa de una galaxia. La microlente permite el estudio de objetos que emiten poca o ninguna luz.

Animación de microlente gravitacional

Cuando una estrella distante o un quásar se alinea suficientemente con un objeto masivo compacto en primer plano, la curvatura de la luz debido a su campo gravitacional, como lo discutió Albert Einstein en 1915, conduce a dos imágenes distorsionadas sin resolver que resultan en un aumento observable. La escala de tiempo del brillo transitorio depende de la masa del objeto de primer plano, así como del movimiento propio relativo entre la 'fuente' de fondo y el objeto de la 'lente' de primer plano.

La microlente alineada idealmente produce un búfer claro entre la radiación de la lente y los objetos fuente. Magnifica la fuente distante, revelándola o realzando su tamaño y / o brillo. Permite el estudio de la población de objetos tenues u oscuros como enanas marrones , enanas rojas , planetas , enanas blancas , estrellas de neutrones , agujeros negros y objetos de halo compactos masivos . Dichas lentes funcionan en todas las longitudes de onda, amplificando y produciendo una amplia gama de posibles deformaciones para objetos de fuentes distantes que emiten cualquier tipo de radiación electromagnética.

La microlente por un objeto aislado se detectó por primera vez en 1989. Desde entonces, la microlente se ha utilizado para restringir la naturaleza de la materia oscura , detectar exoplanetas , estudiar el oscurecimiento de las extremidades en estrellas distantes, restringir la población de estrellas binarias y restringir la estructura de la lechosa. Disco de Way. La microlente también se ha propuesto como un medio para encontrar objetos oscuros como enanas marrones y agujeros negros, estudiar manchas estelares, medir la rotación estelar y sondear cuásares ^{[1] [2],} incluidos sus discos de acreción . ^{[3] [4] [5] [6] La} microlente se utilizó en 2018 para detectar Ícaro, la estrella más distante jamás observada. ^{[7] [8]}

Cómo funciona

La microlente se basa en el efecto de lente gravitacional . Un objeto masivo (la lente) desviará la luz de un objeto de fondo brillante (la fuente). Esto puede generar múltiples imágenes distorsionadas, ampliadas y iluminadas de la fuente de fondo. ^[9]

La microlente está causada por el mismo efecto físico que la lente fuerte y la lente débil, pero se estudia utilizando técnicas de observación muy diferentes. En lentes fuertes y débiles, la masa de la lente es lo suficientemente grande (masa de una galaxia o un cúmulo de galaxias) como para que el desplazamiento de la luz por la lente pueda resolverse con un telescopio de alta resolución como el telescopio espacial Hubble.. Con la microlente, la masa de la lente es demasiado baja (masa de un planeta o una estrella) para que se observe fácilmente el desplazamiento de la luz, pero aún se puede detectar el brillo aparente de la fuente. En tal situación, la lente pasará por la fuente en un período de tiempo razonable, de segundos a años en lugar de millones de años. A medida que cambia la alineación, el brillo aparente de la fuente cambia, y esto se puede monitorear para detectar y estudiar el evento. Por lo tanto, a diferencia de las lentes gravitacionales fuertes y débiles, un evento de microlente es un fenómeno transitorio desde una perspectiva de escala de tiempo humana. ^[10]

A diferencia de las lentes fuertes y débiles, ninguna observación puede establecer que se esté produciendo una microlente. En cambio, el aumento y la disminución del brillo de la fuente deben monitorearse a lo largo del tiempo mediante fotometría . Esta función de brillo frente al tiempo se conoce como curva de luz . A continuación se muestra una curva de luz de microlente típica:

Un evento típico de microlente como este tiene una forma muy simple, y solo se puede extraer un parámetro físico: la escala de tiempo, que está relacionada con la masa, la distancia y la velocidad de la lente. Sin embargo, hay varios efectos que contribuyen a la forma de eventos de lente más atípicos:

• Distribución de la masa de la lente. Si la masa de la lente no se concentra en un solo punto, la curva de luz puede ser dramáticamente diferente, particularmente con eventos de cruzamiento cáustico , que pueden exhibir fuertes picos en la curva de luz. En la microlente, esto se puede ver cuando la lente es una estrella binaria o un sistema planetario .
• Tamaño de fuente finito. En eventos de microlentes extremadamente brillantes o que cambian rápidamente, como eventos de cruce cáustico, la estrella fuente no puede tratarse como un punto de luz infinitesimalmente pequeño: el tamaño del disco de la estrella e incluso el oscurecimiento de las extremidades pueden modificar características extremas.
• Parallax . Para eventos que duran meses, el movimiento de la Tierra alrededor del Sol puede hacer que la alineación cambie ligeramente, afectando la curva de luz.

La mayor parte de la atención se centra actualmente en los eventos de microlentes más inusuales, especialmente aquellos que podrían conducir al descubrimiento de planetas extrasolares. Otra forma de obtener más información de los eventos de microlentes implica medir los cambios astrométricos en la posición de la fuente durante el curso del evento ^[11] e incluso resolver las imágenes separadas con interferometría . ^[12] La primera resolución exitosa de imágenes de microlente se logró con el instrumento GRAVITY en el Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI) . ^[13]

Observando microlente

El objeto que causó la microlente en NGC 6553 curvó la luz de una estrella gigante roja en el fondo. ^{[14] [15]}

En la práctica, debido a que la alineación necesaria es tan precisa y difícil de predecir, la microlente es muy rara. Los eventos, por lo tanto, se encuentran generalmente con estudios, que monitorean fotométricamente decenas de millones de estrellas fuente potenciales, cada pocos días durante varios años. Los densos campos de fondo adecuados para tales estudios son las galaxias cercanas, como las Nubes de Magallanes y la galaxia de Andrómeda, y el abultamiento de la Vía Láctea. En cada caso, la población de lentes estudiada comprende los objetos entre la Tierra y el campo fuente: para el abultamiento, la población de lentes son las estrellas del disco de la Vía Láctea, y para las galaxias externas, la población de lentes es el halo de la Vía Láctea, así como los objetos. en la otra galaxia misma. La densidad, masa y ubicación de los objetos en estas poblaciones de lentes determina la frecuencia de microlentes a lo largo de esa línea de visión.que se caracteriza por un valor conocido como profundidad óptica debido a la microlente. (Esto no debe confundirse con el significado más común deprofundidad óptica , aunque comparte algunas propiedades). La profundidad óptica es, en términos generales, la fracción promedio de estrellas fuente sometidas a microlente en un momento dado, o de manera equivalente, la probabilidad de que una estrella fuente dada esté sometida a lente en un momento dado. El proyecto MACHO encontró que la profundidad óptica hacia el LMC era de 1,2 × 10 ⁻⁷ , ^[16] y la profundidad óptica hacia el abultamiento era de 2,43 × 10 ⁻⁶ o aproximadamente 1 en 400.000. ^[17]

Para complicar la búsqueda está el hecho de que por cada estrella que se somete a microlente, hay miles de estrellas que cambian de brillo por otras razones (alrededor del 2% de las estrellas en un campo fuente típico son estrellas naturalmente variables ) y otros eventos transitorios (como novas y supernovas), y estos deben eliminarse para encontrar verdaderos eventos de microlentes. Después de que se ha identificado un evento de microlente en curso, el programa de monitoreo que lo detecta a menudo alerta a la comunidad sobre su descubrimiento, de modo que otros programas especializados puedan seguir el evento de manera más intensa, esperando encontrar desviaciones interesantes de la curva de luz típica. Esto se debe a que estas desviaciones, particularmente las debidas a exoplanetas, requieren que se identifique un monitoreo cada hora, que los programas de encuestas no pueden proporcionar mientras aún buscan nuevos eventos. La cuestión de cómo priorizar los eventos en curso para un seguimiento detallado con recursos de observación limitados es muy importante para los investigadores de microlentes en la actualidad.

Historia

En 1704 Isaac Newton sugirió que un rayo de luz podía ser desviado por la gravedad. ^{[ cita requerida ]} En 1801, Johann Georg von Soldner calculó la cantidad de desviación de un rayo de luz de una estrella bajo la gravedad newtoniana. En 1915, Albert Einstein predijo correctamente la cantidad de deflexión bajo la Relatividad General , que fue el doble de la cantidad predicha por von Soldner. La predicción de Einstein fue validada por una expedición de 1919 dirigida por Arthur Eddington , que fue un gran éxito temprano para la Relatividad General. ^[18] En 1924 Orest Chwolsondescubrió que el uso de lentes podía producir múltiples imágenes de la estrella. Einstein publicó en 1936 una predicción correcta del brillo concomitante de la fuente, la base de la microlente. ^[19] Debido a la improbable alineación requerida, concluyó que "no hay grandes posibilidades de observar este fenómeno". El marco teórico moderno de la lente gravitacional se estableció con trabajos de Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) y Sjur Refsdal (1964). ^[1]

La lente gravitacional se observó por primera vez en 1979, en forma de cuásar con lente de una galaxia en primer plano. Ese mismo año, Kyongae Chang y Sjur Refsdal demostraron que las estrellas individuales en la galaxia lente podrían actuar como lentes más pequeñas dentro de la lente principal, haciendo que las imágenes del quásar fuente fluctúen en una escala de tiempo de meses, también conocida como lente Chang-Refsdal . ^[20] Bohdan Paczyński utilizó por primera vez el término "microlente" para describir este fenómeno. Este tipo de microlente es difícil de identificar debido a la variabilidad intrínseca de los cuásares, pero en 1989 Mike Irwin et al. publicó la detección de microlentes en la lente de Huchra .

En 1986, Paczyński propuso el uso de microlentes para buscar materia oscura en forma de objetos halo compactos masivos (MACHO) en el halo galáctico , mediante la observación de estrellas de fondo en una galaxia cercana. Dos grupos de físicos de partículas que trabajan en materia oscura escucharon sus charlas y se unieron a los astrónomos para formar la colaboración anglo-australiana MACHO ^[21] y la colaboración francesa EROS ^[22] .

En 1986, Robert J. Nemiroff predijo la probabilidad de microlentes ^[23] y calculó curvas de luz inducidas por microlentes básicas para varias configuraciones posibles de fuente de lente en su tesis de 1987. ^[24]

En 1991, Mao y Paczyński sugirieron que la microlente podría usarse para encontrar compañeros binarios de estrellas, y en 1992 Gould y Loeb demostraron que la microlente puede usarse para detectar exoplanetas. En 1992, Paczyński fundó el Experimento óptico de lentes gravitacionales , ^[25] que comenzó a buscar eventos en la dirección del bulbo galáctico . Los dos primeros eventos de microlentes en la dirección de la Gran Nube de Magallanes que podrían ser causados ​​por la materia oscura fueron reportados en artículos consecutivos de Nature por MACHO ^[26] y EROS ^[27].en 1993 y en los años siguientes se siguieron detectando hechos. La colaboración MACHO terminó en 1999. Sus datos refutaron la hipótesis de que el 100% del halo oscuro comprende MACHO, pero encontraron un exceso inexplicable significativo de aproximadamente el 20% de la masa del halo, que podría deberse a MACHO oa lentes dentro del Large La propia Nube de Magallanes. ^[28] EROS publicó posteriormente límites superiores aún más estrictos para los MACHO, ^[29] y actualmente no se sabe si existe algún exceso de microlente de halo que pueda deberse a la materia oscura. El proyecto SuperMACHO ^[30] actualmente en curso busca localizar las lentes responsables de los resultados de MACHO.

A pesar de no resolver el problema de la materia oscura, se ha demostrado que la microlente es una herramienta útil para muchas aplicaciones. Se detectan cientos de eventos de microlentes por año hacia el bulbo galáctico , donde la profundidad óptica de microlentes (debido a las estrellas en el disco galáctico) es aproximadamente 20 veces mayor que a través del halo galáctico. En 2007, el proyecto OGLE identificó 611 candidatos al evento, y el proyecto MOA (una colaboración entre Japón y Nueva Zelanda) ^[31] identificó 488 (aunque no todos los candidatos resultan ser eventos de microlentes y existe una superposición significativa entre los dos proyectos ). Además de estos estudios, se están llevando a cabo proyectos de seguimiento para estudiar en detalle eventos potencialmente interesantes en curso, principalmente con el objetivo de detectar planetas extrasolares. Estos incluyen MiNDSTEp,^[32] RoboNet, ^[33] MicroFUN ^[34] y PLANET. ^[35]

En septiembre de 2020, los astrónomos que utilizaron técnicas de microlente informaron de la detección , por primera vez, de un planeta deshonesto de masa terrestre sin límites por ninguna estrella y que flotaba libremente en la Vía Láctea . ^{[36] [37]}

Matemáticas

Las matemáticas de la microlente, junto con la notación moderna, son descritas por Gould ^[38] y usamos su notación en esta sección, aunque otros autores han usado otra notación. El radio de Einstein , también llamado ángulo de Einstein, es el radio angular del anillo de Einstein en caso de una alineación perfecta. Depende de la masa de la lente M, la distancia de la lente d _L y la distancia de la fuente d _S :

${\displaystyle \theta _{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}-d_{L}}{d_{S}d_{L}}}}}}$ (en radianes).

Para M igual a 60 masas de Júpiter , d _L = 4000 parsecs yd _S = 8000 parsecs (típico de un evento de microlente de Bulge), el radio de Einstein es 0,00024 segundos de arco ^[39] ( ángulo subtendido por 1 au a 4000 parsecs). ^[40] En comparación, las observaciones terrestres ideales tienen una resolución angular de alrededor de 0,4 segundos de arco, 1660 veces mayor. Dado que es tan pequeño, generalmente no se observa para un evento de microlente típico, pero se puede observar en algunos eventos extremos como se describe a continuación.${\displaystyle \theta _{E}}$

Aunque no hay un comienzo o final claro de un evento de microlente, por convención se dice que el evento dura mientras que la separación angular entre la fuente y la lente es menor que . Por tanto, la duración del evento está determinada por el tiempo que tarda el movimiento aparente de la lente en el cielo para cubrir una distancia angular . El radio de Einstein también es del mismo orden de magnitud que la separación angular entre las dos imágenes con lente y el cambio astrométrico de las posiciones de la imagen a lo largo del curso del evento de microlente.${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle \theta _{E}}$

Durante un evento de microlente, el brillo de la fuente se amplifica mediante un factor de amplificación A. Este factor depende solo de la proximidad de la alineación entre el observador, la lente y la fuente. El número sin unidades u se define como la separación angular de la lente y la fuente, dividida por . El factor de amplificación se expresa en términos de este valor: ^[41]${\displaystyle \theta _{E}}$

${\displaystyle A(u)={\frac {u^{2}+2}{u{\sqrt {u^{2}+4}}}}.}$

Esta función tiene varias propiedades importantes. A (u) siempre es mayor que 1, por lo que la microlente solo puede aumentar el brillo de la estrella fuente, no disminuirlo. A (u) siempre disminuye a medida que aumenta u, por lo que cuanto más cercana es la alineación, más brillante se vuelve la fuente. Cuando u se acerca al infinito, A (u) se acerca a 1, de modo que en separaciones amplias, la microlente no tiene ningún efecto. Finalmente, cuando u se acerca a 0, para una fuente puntual A (u) se acerca al infinito cuando las imágenes se acercan a un anillo de Einstein. Para una alineación perfecta (u = 0), A (u) es teóricamente infinito. En la práctica, los objetos del mundo real no son fuentes puntuales, y los efectos de tamaño de fuente finito establecerán un límite a qué tan grande puede ocurrir una amplificación para una alineación muy cercana, ^[42] pero algunos eventos de microlentes pueden causar un brillo por un factor de cientos.

A diferencia de la macrolente gravitacional donde la lente es una galaxia o cúmulo de galaxias, en la microlente u cambia significativamente en un corto período de tiempo. La escala de tiempo relevante se llama tiempo de Einstein y viene dada por el tiempo que le toma a la lente recorrer una distancia angular relativa a la fuente en el cielo. Para eventos típicos de microlente, es del orden de unos pocos días a unos meses. La función u (t) simplemente está determinada por el teorema de Pitágoras:${\displaystyle t_{E}}$${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle t_{E}}$

${\displaystyle u(t)={\sqrt {u_{min}^{2}+\left({\frac {t-t_{0}}{t_{E}}}\right)^{2}}}.}$

El valor mínimo de u, llamado u _min , determina el brillo máximo del evento.

En un evento típico de microlente, la curva de luz se ajusta bien asumiendo que la fuente es un punto, la lente es una masa de un solo punto y la lente se mueve en línea recta: la aproximación de la lente de punto de fuente-punto . En estos eventos, el único parámetro físicamente significativo que se puede medir es la escala de tiempo de Einstein . Dado que este observable es una función degenerada de la masa, la distancia y la velocidad de la lente, no podemos determinar estos parámetros físicos a partir de un solo evento.${\displaystyle t_{E}}$

Sin embargo, en algunos eventos extremos, puede ser medible, mientras que otros sucesos extremos pueden sondear un parámetro adicional: el tamaño del anillo de Einstein en el plano del observador, conocido como el radio de Einstein proyectada : . Este parámetro describe cómo el evento parecerá diferente de dos observadores en diferentes ubicaciones, como un observador satelital. El radio de Einstein proyectado está relacionado con los parámetros físicos de la lente y la fuente por${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle {\tilde {r}}_{E}}$

${\displaystyle {\tilde {r}}_{E}={\sqrt {{\frac {4GM}{c^{2}}}{\frac {d_{S}d_{L}}{d_{S}-d_{L}}}}}.}$

Es matemáticamente conveniente utilizar las inversas de algunas de estas cantidades. Estos son el movimiento propio de Einstein

${\displaystyle {\vec {\mu }}_{E}={t_{E}}^{-1}}$

y el paralaje de Einstein

${\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}={{\tilde {r}}_{E}}^{-1}.}$

Estas cantidades vectoriales apuntan en la dirección del movimiento relativo de la lente con respecto a la fuente. Algunos eventos extremos de microlentes solo pueden restringir un componente de estas cantidades vectoriales. Si estos parámetros adicionales se miden por completo, los parámetros físicos de la lente se pueden resolver produciendo la masa de la lente, el paralaje y el movimiento adecuado como

${\displaystyle M={\frac {c^{2}}{4G}}\theta _{E}{\tilde {r}}_{E},}$

${\displaystyle \pi _{L}=\pi _{E}\theta _{E}+\pi _{S},}$

${\displaystyle \mu _{L}=\mu _{E}\theta _{E}+\mu _{S}.}$

Eventos extremos de microlentes

En un evento típico de microlente, la curva de luz se ajusta bien asumiendo que la fuente es un punto, la lente es una masa de un solo punto y la lente se mueve en línea recta: la aproximación de la lente de punto de fuente-punto . En estos eventos, el único parámetro físicamente significativo que se puede medir es la escala de tiempo de Einstein . Sin embargo, en algunos casos, los eventos se pueden analizar para obtener los parámetros adicionales del ángulo de Einstein y el paralaje: y . Estos incluyen eventos de aumento muy alto, lentes binarios, eventos de paralaje y xallarap, y eventos en los que el lente es visible.${\displaystyle t_{E}}$${\displaystyle \theta _{E}}$${\displaystyle \pi _{E}}$

Eventos que producen el ángulo de Einstein

Aunque el ángulo de Einstein es demasiado pequeño para ser visible directamente desde un telescopio terrestre, se han propuesto varias técnicas para observarlo.

Si la lente pasa directamente frente a la estrella fuente, entonces el tamaño finito de la estrella fuente se convierte en un parámetro importante. La estrella fuente debe tratarse como un disco en el cielo, no como un punto, rompiendo la aproximación de la fuente puntual y provocando una desviación de la curva de microlente tradicional que dura tanto como el tiempo que tarda la lente en cruzar la fuente, conocida como una curva de luz de fuente finita . La longitud de esta desviación se puede utilizar para determinar el tiempo necesario para que la lente cruce el disco de la estrella fuente . Si se conoce el tamaño angular de la fuente , el ángulo de Einstein se puede determinar como${\displaystyle t_{S}}$${\displaystyle \theta _{S}}$

${\displaystyle \theta _{E}=\theta _{S}{\frac {t_{E}}{t_{S}}}.}$

Estas medidas son raras, ya que requieren una alineación extrema entre la fuente y la lente. Son más probables cuando es (relativamente) grande, es decir, para fuentes gigantes cercanas con lentes de baja masa de movimiento lento cerca de la fuente.${\displaystyle \theta _{S}/\theta _{E}}$

En los eventos de fuentes finitas, diferentes partes de la estrella fuente se magnifican a diferentes velocidades en diferentes momentos durante el evento. Por lo tanto, estos eventos pueden usarse para estudiar el oscurecimiento de las extremidades de la estrella fuente.

Lentes binarios

Si la lente es una estrella binaria con una separación aproximada del radio de Einstein, el patrón de aumento es más complejo que en las lentes de una sola estrella. En este caso, normalmente hay tres imágenes cuando la lente está lejos de la fuente, pero hay un rango de alineaciones donde se crean dos imágenes adicionales. Estas alineaciones se conocen como cáusticas . En estas alineaciones, la ampliación de la fuente es formalmente infinita bajo la aproximación de fuente puntual.

Los cruces cáusticos en lentes binarios pueden ocurrir con una gama más amplia de geometrías de lentes que en una sola lente. Al igual que una fuente cáustica de una sola lente, la fuente tarda un tiempo finito en cruzar la cáustica. Si se puede medir este tiempo de cruce cáustico , y si se conoce el radio angular de la fuente, entonces nuevamente se puede determinar el ángulo de Einstein.${\displaystyle t_{S}}$

Como en el caso de una sola lente cuando el aumento de la fuente es formalmente infinito, los lentes binarios de cruce cáustico magnificarán diferentes porciones de la estrella fuente en diferentes momentos. De este modo, pueden sondear la estructura de la fuente y el oscurecimiento de sus extremidades.

Se puede encontrar una animación de un evento de lente binaria en este video de YouTube .

Eventos que produjeron el paralaje de Einstein

En principio, el paralaje de Einstein se puede medir haciendo que dos observadores observen simultáneamente el evento desde diferentes lugares, por ejemplo, desde la Tierra y desde una nave espacial distante. ^[43] La diferencia de amplificación observada por los dos observadores produce el componente de perpendicular al movimiento de la lente, mientras que la diferencia en el tiempo de amplificación máxima produce el componente paralelo al movimiento de la lente. Esta medición directa se informó recientemente ^[44] utilizando el telescopio espacial Spitzer . En casos extremos, las diferencias pueden incluso medirse a partir de pequeñas diferencias observadas con telescopios en diferentes lugares de la tierra. ^[45]${\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}}$

Más típicamente, el paralaje de Einstein se mide a partir del movimiento no lineal del observador causado por la rotación de la tierra alrededor del sol. Se informó por primera vez en 1995 ^[46] y se ha informado en un puñado de eventos desde entonces. El paralaje en los eventos de lentes puntuales se puede medir mejor en eventos de larga escala de tiempo con lentes grandes, de movimiento lento y de baja masa, que están cerca del observador.${\displaystyle \pi _{E}}$

Si la estrella fuente es una estrella binaria , entonces también tendrá un movimiento no lineal que también puede causar cambios leves pero detectables en la curva de luz. Este efecto se conoce como Xallarap (paralaje escrito al revés).

Detección de planetas extrasolares

Ver también: Métodos para detectar planetas extrasolares § Microlente gravitacional

Microlente gravitacional de un planeta extrasolar

Si el objeto de la lente es una estrella con un planeta orbitando, este es un ejemplo extremo de un evento de lente binaria. Si la fuente cruza un cáustico, las desviaciones de un evento estándar pueden ser grandes incluso para planetas de baja masa. Estas desviaciones nos permiten inferir la existencia y determinar la masa y separación del planeta alrededor de la lente. Las desviaciones suelen durar unas pocas horas o unos días. Debido a que la señal es más fuerte cuando el evento en sí es más fuerte, los eventos de gran aumento son los candidatos más prometedores para un estudio detallado. Por lo general, un equipo de encuesta notifica a la comunidad cuando descubre un evento de gran aumento en curso. Los grupos de seguimiento luego monitorean intensamente el evento en curso, con la esperanza de obtener una buena cobertura de la desviación si ocurre. Cuando el evento termine,la curva de luz se compara con modelos teóricos para encontrar los parámetros físicos del sistema. Los parámetros que se pueden determinar directamente a partir de esta comparación son la relación de masa del planeta a la estrella y la relación entre la separación angular estrella-planeta y el ángulo de Einstein. A partir de estas proporciones, junto con las suposiciones sobre la estrella de la lente, se puede estimar la masa del planeta y su distancia orbital.

Exoplanetas descubiertos mediante microlentes, por año, hasta 2014.

El primer éxito de esta técnica se logró en 2003 tanto por OGLE como por MOA del evento de microlente OGLE 2003 – BLG – 235 (o MOA 2003 – BLG – 53) . Combinando sus datos, encontraron que la masa del planeta más probable es 1,5 veces la masa de Júpiter. ^[47] Hasta abril de 2020, se habían detectado 89 exoplanetas mediante este método. ^[48] Ejemplos notables incluyen OGLE-2005-BLG-071Lb , ^[49] OGLE-2005-BLG-390Lb , ^[50] OGLE-2005-BLG-169Lb , ^[51] dos exoplanetas alrededor de OGLE-2006-BLG-109L , ^[52] y MOA-2007-BLG-192Lb . ^[53]En particular, en el momento de su anuncio en enero de 2006, el planeta OGLE-2005-BLG-390Lb probablemente tenía la masa más baja de cualquier exoplaneta conocido que orbitara una estrella regular, con una mediana de 5,5 veces la masa de la Tierra y aproximadamente un factor. dos incertidumbres. Este récord fue impugnado en 2007 por Gliese 581 c con una masa mínima de 5 masas terrestres, y desde 2009 Gliese 581 e es el exoplaneta "regular" más ligero conocido, con un mínimo de 1,9 masas terrestres. En octubre de 2017 , se informó OGLE-2016-BLG-1190Lb , un exoplaneta extremadamente masivo (o posiblemente una enana marrón ), aproximadamente 13,4 veces la masa de Júpiter . ^[54]

Al comparar este método de detección de planetas extrasolares con otras técnicas, como el método de tránsito , una ventaja es que la intensidad de la desviación planetaria no depende de la masa del planeta con tanta fuerza como lo hacen los efectos de otras técnicas. Esto hace que la microlente sea adecuada para encontrar planetas de baja masa. También permite la detección de planetas más alejados de la estrella anfitriona que la mayoría de los otros métodos. Una desventaja es que el seguimiento del sistema de lentes es muy difícil una vez finalizado el evento, porque se necesita mucho tiempo para que el lente y la fuente estén lo suficientemente separados para resolverlos por separado.

Una lente atmosférica terrestre propuesta por Yu Wang en 1998 que usaría la atmósfera de la Tierra como una lente grande también podría obtener imágenes directas de exoplanetas cercanos potencialmente habitables. ^[55]

Experimentos de microlente

Hay dos tipos básicos de experimentos de microlentes. Los grupos de "búsqueda" utilizan imágenes de campo grande para encontrar nuevos eventos de microlentes. Los grupos de "seguimiento" a menudo coordinan telescopios en todo el mundo para proporcionar una cobertura intensiva de eventos seleccionados. Todos los experimentos iniciales tenían nombres algo atrevidos hasta la formación del grupo PLANET. Actualmente existen propuestas para construir nuevos satélites de microlentes especializados o utilizar otros satélites para estudiar la microlente.

Buscar colaboraciones

• Alard; Mao; Guibert (1995). "Objeto DUO 2: un nuevo candidato de lente binaria". Astronomía y Astrofísica . 300 : L17. arXiv : astro-ph / 9506101 . Bibcode : 1995A y A ... 300L..17A . Búsqueda de placa fotográfica de abultamiento.
• Experience de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993-2002) Colaboración mayoritariamente francesa. EROS1: Búsqueda de placas fotográficas de LMC: EROS2: Búsqueda CCD de LMC, SMC, Bulge y brazos espirales.
• MACHO (1993–1999) Colaboración entre Australia y Estados Unidos. Búsqueda CCD de abultamiento y LMC.
• Experimento óptico de lentes gravitacionales (OGLE) (1992 -), colaboración polaca establecida por Paczynski y Udalski . Telescopio exclusivo de 1,3 m en Chile dirigido por la Universidad de Varsovia. Blancos en nubes abultadas y de Magallanes.
• Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) (1998 -), colaboración entre Japón y Nueva Zelanda. Telescopio exclusivo de 1,8 m en Nueva Zelanda. Blancos en nubes abultadas y de Magallanes.
• SuperMACHO (2001 -), sucesor de la colaboración MACHO, utilizó un telescopio CTIO de 4 m para estudiar microlentes débiles de LMC.

Colaboraciones de seguimiento

• Probing Lensing Anomalies Network (PLANET) Colaboración multinacional.
• MicroFUN , red de seguimiento de microlentes
• Búsqueda de planetas por microlente (MPS)
• Red de microlentes para la detección de pequeños exoplanetas terrestres, MiNDSTEp
• RoboNet. Búsqueda de planetas utilizando una red global de telescopios robóticos

Colaboraciones de lente de píxeles de la galaxia de Andrómeda

• MEGA
• AGAPE (en francés)
• WeCAPP
• El proyecto Angstrom
• PLAN

Experimentos satelitales propuestos

• Telescopio de reconocimiento de exoplanetas galácticos (GEST)
• SIM Microlensing Key Project habría utilizado la astrometría de precisión extremadamente alta del satélite de la Misión de Interferometría Espacial para romper la degeneración de microlentes y medir la masa, la distancia y la velocidad de las lentes. Este satélite fue pospuesto varias veces y finalmente cancelado en 2010.
• Telescopio de levantamiento infrarrojo de campo amplio - Activos del telescopio enfocado en astrofísica (WFIRST - AFTA) es para combinar un levantamiento de microlente con varias otras misiones. Los datos de microlente complementarán los datos de Kepler, con una mejor sensibilidad para planetas como la Tierra que no están cerca de sus soles.

Ver también

• Lente gravitacional
• OGLE-2019-BLG-0960Lb
• Lente atmosférica terrestre

Referencias

1. Joachim Wambsganss (2006). "Microlente gravitacional". Lente gravitacional: fuerte, débil y micro . Conferencias Saas-Fee, Springer-Verlag . Cursos avanzados Saas-Fee. 33 . págs. 453–540. doi : 10.1007 / 978-3-540-30310-7_4 . ISBN 978-3-540-30309-1. S2CID  119384147 .
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Enlaces externos

• Descubrimiento de un planeta cinco veces más masivo que la Tierra orbitando una estrella a 20.000 años luz de distancia