Microlente gravitacional

Fenómeno astronómico debido al efecto de lente gravitacional.

La microlente gravitacional es un fenómeno astronómico causado por el efecto de lente gravitacional . Se puede utilizar para detectar objetos que varían desde la masa de un planeta hasta la masa de una estrella, independientemente de la luz que emitan. Normalmente, los astrónomos sólo 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 sólo una pequeña porción de la masa de una galaxia. La microlente permite el estudio de objetos que emiten poca o ninguna luz.

Microlente gravitacional de la luz de una estrella distante en el fondo por un exoplaneta rebelde que pasa

Microlente gravitacional de la luz de una estrella distante de fondo por un exoplaneta que pasa con una estrella anfitriona

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

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

La microlente realizada por un objeto aislado se detectó por primera vez en 1989. Desde entonces, la microlente se ha utilizado para limitar la naturaleza de la materia oscura , detectar exoplanetas , estudiar el oscurecimiento de las extremidades en estrellas distantes, limitar la población de estrellas binarias y limitar la estructura de la Vía Láctea. Disco de camino. 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 , entonces 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 aclaradas de la fuente de fondo. ^[9]

La microlente es causada por el mismo efecto físico que la lente gravitacional fuerte y la lente gravitacional débil, pero se estudia mediante técnicas de observación muy diferentes. En lentes fuertes y débiles, la masa de la lente es lo suficientemente grande (masa de una galaxia o cúmulo de galaxias) que el desplazamiento de la luz por la lente puede 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 pueda observar 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, desde segundos hasta años en lugar de millones de años. A medida que cambia la alineación, el brillo aparente de la fuente cambia, y esto puede monitorearse para detectar y estudiar el evento. Por lo tanto, a diferencia de las lentes gravitacionales fuertes y débiles, la microlente es un evento astronómico transitorio desde una perspectiva de escala de tiempo humana, ^[10] por lo tanto un tema de astronomía en el dominio del tiempo .

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

Curva de luz típica de un evento de microlente gravitacional (OGLE-2005-BLG-006) con su modelo ajustado (rojo)

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 configuración de eventos de lentes más atípicos:

• Distribución masiva de lentes. 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 cruce cáustico , que pueden exhibir fuertes picos en la curva de luz. En microlente, esto se puede ver cuando la lente es una estrella binaria o un sistema planetario .
• Tamaño de fuente finito. En eventos de microlente extremadamente brillantes o que cambian rápidamente, como eventos de cruce cáustico, la estrella fuente no puede tratarse como un punto de luz infinitamente pequeño: el tamaño del disco de la estrella e incluso el oscurecimiento de las extremidades pueden modificar características extremas.
• Paralaje . 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.

Actualmente, la mayor atención se centra 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 microlente implica medir los cambios astrométricos en la posición de la fuente durante el transcurso 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] Cuando las dos imágenes de la fuente no están resueltas (es decir, no son detectables por separado por los instrumentos disponibles), la posición medida es un promedio de las dos posiciones, ponderadas por su brillo. Esto se llama posición del centroide . Si la fuente está, digamos, muy a la "derecha" de la lente, entonces una imagen estará muy cerca de la verdadera posición de la fuente y la otra estará muy cerca de la lente en su lado izquierdo, y será muy pequeña o pequeña. oscuro. En este caso, el centroide está prácticamente en la misma posición que la fuente. Si la posición del cielo de la fuente es cercana a la de la lente y a la derecha, la imagen principal estará un poco más a la derecha de la posición verdadera de la fuente, y el centroide estará a la derecha de la posición verdadera. Pero a medida que la fuente se acerca aún más en el cielo a la posición de la lente, las dos imágenes se vuelven simétricas e iguales en brillo, y el centroide volverá a estar muy cerca de la verdadera posición de la fuente. Cuando la alineación es perfecta, el centroide está exactamente en la misma posición que la fuente (y la lente). En este caso no habrá dos imágenes sino un anillo de Einstein alrededor de la lente. ^{[14] [15]}

Observando microlente

El objeto que causa la microlente en NGC 6553 desvía la luz de una estrella gigante roja en el fondo. ^{[16] [17]}

En la práctica, debido a que la alineación necesaria es tan precisa y difícil de predecir, la microlente es muy rara. Por lo tanto, los eventos se detectan generalmente mediante sondeos , que monitorean fotométricamente decenas de millones de estrellas fuente potenciales, cada pocos días durante varios años. Los campos de fondo densos 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.

Eventos de microlente sobre el mapa galáctico observados por GAIA de 2014 a 2018 ^{[18] [19]} (Temporizador en la esquina inferior izquierda)

En cada caso, la población de lentes estudiadas comprende los objetos entre la Tierra y el campo fuente: para el bulbo, 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 la microlente 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 de profundidad óptica , aunque comparte algunas propiedades). La profundidad óptica es, en términos generales, la fracción promedio de estrellas fuente que experimentan microlente en un momento dado, o de manera equivalente, la probabilidad de que una determinada estrella fuente está sometida a lentes en un momento dado. El proyecto MACHO encontró que la profundidad óptica hacia el LMC era 1,2×10 ⁻⁷ , ^[20] y la profundidad óptica hacia el abultamiento era 2,43×10 ⁻⁶ o aproximadamente 1 en 400.000. ^[21]

Lo que complica la búsqueda es el hecho de que por cada estrella sometida 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 microlente. Una vez identificado un evento de microlente en curso, el programa de seguimiento que lo detecta a menudo alerta a la comunidad sobre su descubrimiento, de modo que otros programas especializados puedan seguir el evento más intensamente, con la esperanza de encontrar desviaciones interesantes de la curva de luz típica. Esto se debe a que estas desviaciones, en particular las debidas a exoplanetas, requieren un seguimiento cada hora para identificarlas, algo que los programas de investigación no pueden proporcionar mientras se siguen buscando 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

Ya en su libro The Queries (consulta número 1), ampliado de 1704 a 1718, Isaac Newton se preguntaba si un rayo de luz podría ser desviado por la gravedad. En 1801, Johann Georg von Soldner calculó la magnitud de la desviación de un rayo de luz procedente de una estrella bajo la gravedad newtoniana. En 1915, Albert Einstein predijo correctamente la cantidad de desviación según la Relatividad General , que era 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 supuso un gran éxito inicial para la Relatividad General. ^[22] En 1924, Orest Chwolson descubrió que la utilización de lentes podía producir múltiples imágenes de la estrella. En 1936, Einstein publicó una predicción correcta del brillo concomitante de la fuente, la base de la microlente. ^[23] Debido a la improbable alineación requerida, concluyó que "no hay grandes posibilidades de observar este fenómeno". El marco teórico moderno de las lentes gravitacionales se estableció con trabajos de Yu Klimov (1963), Sidney Liebes (1964) y Sjur Refsdal (1964). ^[1]

Las lentes gravitacionales se observaron por primera vez en 1979, en forma de un cuásar con lentes de una galaxia en primer plano. Ese mismo año, Kyongae Chang y Sjur Refsdal demostraron que las estrellas individuales en la galaxia lente podían actuar como lentes más pequeñas dentro de la lente principal, provocando que las imágenes del cuásar fuente fluctuaran en una escala de tiempo de meses, también conocida como lente Chang-Refsdal . ^[24] Peter J. Young comprendió entonces que era necesario ampliar el análisis para tener en cuenta el efecto simultáneo de muchas estrellas. ^[25] 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 microlente de una de las cuatro imágenes del cuásar " Einstein Cross " en la Lente de Huchra . ^[26]

En 1986, Paczyński propuso utilizar microlentes para buscar materia oscura en forma de objetos masivos de halo compacto ( 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 astrónomos para formar la colaboración angloaustraliana MACHO ^[27] y la colaboración francesa EROS ^[28] .

En 1986, Robert J. Nemiroff predijo la probabilidad de microlente ^[29] y calculó curvas de luz inducidas por microlente básica para varias configuraciones posibles de fuente de lente en su tesis de 1987. ^[30]

En 1991, Mao y Paczyński sugirieron que la microlente podría usarse para encontrar compañeras binarias de estrellas, y en 1992 Gould y Loeb demostraron que la microlente puede usarse para detectar exoplanetas. En 1992, Paczyński fundó el Experimento de Lentes Gravitacionales Ópticas , ^[31] que comenzó a buscar eventos en la dirección del bulbo galáctico . Los dos primeros eventos de microlente en dirección a la Gran Nube de Magallanes que podrían ser causados ​​por materia oscura fueron reportados en artículos consecutivos de Nature por MACHO ^[32] y EROS ^[33] en 1993, y en los años siguientes, los eventos continuaron ser detectado. Durante este tiempo, Sun Hong Rhie trabajó en la teoría de la microlente de exoplanetas para los eventos del estudio. La colaboración MACHO terminó en 1999. Sus datos refutaron la hipótesis de que el 100% del halo oscuro comprende MACHO, pero encontraron un exceso significativo e inexplicable de aproximadamente el 20% de la masa del halo, que podría deberse a MACHO o a lentes dentro del Gran Espacio. La propia Nube de Magallanes. ^[34] Posteriormente, EROS publicó límites superiores aún más estrictos para los MACHO, ^[35] y actualmente no está claro si existe algún exceso de microlente de halo que podría deberse a la materia oscura. El proyecto SuperMACHO ^[36] actualmente en marcha 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 las microlentes son una herramienta útil para muchas aplicaciones. Cada año se detectan cientos de eventos de microlente hacia el bulbo galáctico , donde la profundidad óptica de microlente (debida 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 eventos candidatos y el proyecto MOA (una colaboración entre Japón y Nueva Zelanda) ^[37] identificó 488 (aunque no todos los candidatos resultan ser eventos de microlente 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, ^[38] RoboNet, ^[39] MicroFUN ^[40] y PLANET. ^[41]

En septiembre de 2020, los astrónomos que utilizaron técnicas de microlente informaron de la detección , por primera vez, de un planeta rebelde de masa terrestre, sin estrellas y flotando libremente en la Vía Láctea . ^{[42] [43]}

La microlente no sólo magnifica la fuente sino que también mueve su posición aparente. La duración de esto es mayor que la del aumento y puede usarse para encontrar la masa de la lente. En 2022 se informó que esta técnica se utilizó para realizar la primera detección inequívoca de un agujero negro aislado de masa estelar , utilizando observaciones realizadas por el Telescopio Espacial Hubble durante seis años, comenzando en agosto de 2011, poco después de que se detectara el evento de microlente. El agujero negro tiene una masa de aproximadamente 7 veces la masa solar y está a unos 1,6 kiloparsecs (5,2 kly) de distancia, en Sagitario , mientras que la estrella está a unos 6 kiloparsecs (20 kly) de distancia. Hay millones de agujeros negros aislados en nuestra galaxia, y al estar aislados se emite muy poca radiación de su entorno, por lo que sólo pueden detectarse mediante microlentes. Los autores esperan que se encuentren muchos más con instrumentos futuros, específicamente el Telescopio Espacial Romano Nancy Grace y el Observatorio Vera C. Rubin . ^[14]

Matemáticas

^{Gould [44]} describe las matemáticas de la microlente, junto con la notación moderna, y utilizamos su notación en esta sección, aunque otros autores han utilizado otra notación. El radio de Einstein , también llamado ángulo de Einstein, es el radio angular del anillo de Einstein en caso de 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 pársecs y d _S = 8000 pársecs (típico de un evento de microlente Bulge), el radio de Einstein es 0,00024 segundos de arco ^[45] ( ángulo subtendido por 1 au a 4000 pársecs). ^[46] En comparación, las observaciones ideales desde la Tierra tienen una resolución angular de alrededor de 0,4 segundos de arco, 1660 veces mayor. Dado que es tan pequeño, generalmente no se observa en un evento típico de microlente, pero se puede observar en algunos eventos extremos como se describe a continuación. ${\displaystyle \theta _{E}}$

Aunque no hay un comienzo ni un final claros para un evento de microlente, por convención se dice que el evento dura mientras la separación angular entre la fuente y la lente sea menor que . Así, la duración del evento está determinada por el tiempo que tarda el movimiento aparente de la lente en el cielo en cubrir una distancia angular . El radio de Einstein también es del mismo orden de magnitud que la separación angular entre las dos imágenes de la lente y el desplazamiento astrométrico de las posiciones de la imagen a lo largo 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 únicamente de la cercanía 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 da en términos de este valor: ^[47] ${\displaystyle \theta _{E}}$

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

Esta función tiene varias propiedades importantes. A(u) siempre es mayor que 1, por lo que la microlente sólo puede aumentar el brillo de la estrella fuente, no disminuirlo. A(u) siempre disminuye a medida que u aumenta, por lo que cuanto más cerca esté 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 infinita. En la práctica, los objetos del mundo real no son fuentes puntuales, y los efectos de tamaño de fuente finito establecerán un límite al tamaño de la amplificación que puede ocurrir para una alineación muy cercana, ^[48] pero algunos eventos de microlente pueden causar un brillo de un factor de cientos.

A diferencia de la macrolente gravitacional, donde la lente es una galaxia o un 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 está 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 pocos meses. La función u(t) está determinada simplemente 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 puntual única y la lente se mueve en línea recta: la aproximación de fuente puntual a lente puntual . 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, distancia y 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 mensurable mientras que en otros eventos extremos se puede sondear un parámetro adicional: el tamaño del anillo de Einstein en el plano del observador, conocido como radio de Einstein proyectado : . Este parámetro describe en qué se diferenciará el evento desde 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 mediante ${\displaystyle \theta _{E}}$ ${\displaystyle {\tilde {r}}_{E}}$

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

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 microlente solo pueden limitar un componente de estas cantidades vectoriales. Si estos parámetros adicionales se midieran completamente, los parámetros físicos de la lente se pueden resolver obteniendo la masa, el paralaje y el movimiento adecuado de la lente 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 microlente

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 puntual única y la lente se mueve en línea recta: la aproximación de fuente puntual a lente puntual . 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 parámetros adicionales del ángulo y el paralaje de Einstein: y . Estos incluyen eventos de muy alto aumento, lentes binarios, eventos de paralaje y xallarap, y eventos en los que la 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 por delante de la estrella fuente, entonces el tamaño finito de la estrella fuente se convierte en un parámetro importante. La estrella fuente debe ser tratada como un disco en el cielo, no como un punto, lo que rompe la aproximación de la fuente puntual y provoca 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 mediciones son poco comunes, 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 y movimiento lento cerca de la fuente. ${\displaystyle \theta _{S}/\theta _{E}}$

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

lentes binarias

Si la lente es una estrella binaria con una separación de aproximadamente el 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 distante de la fuente, pero hay una variedad 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 binarias pueden ocurrir con una gama más amplia de geometrías de lentes que en una sola lente. Al igual que una fuente de cáustica de lente única, 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, las lentes binarias de cruce cáustico ampliarán diferentes porciones de la estrella fuente en diferentes momentos. De este modo pueden investigar la estructura de la fuente y el oscurecimiento de sus extremidades.

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. ^[49] La diferencia en la amplificación observada por los dos observadores produce el componente 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 ha informado ^[50] utilizando el Telescopio Espacial Spitzer . En casos extremos, las diferencias pueden incluso medirse a partir de pequeñas diferencias vistas desde telescopios en diferentes lugares de la Tierra, es decir, el paralaje terrestre. ^[51] ${\displaystyle {\vec {\pi }}_{E}}$

El paralaje de Einstein también se puede medir mediante el paralaje orbital; El movimiento del observador, causado por la rotación de la Tierra alrededor del Sol y del Sol a través de la Galaxia, significa que se observa un evento de microlente desde diferentes ángulos en cada época de observación. Esto se informó por primera vez en 1995 ^[52] y desde entonces se ha informado en varios eventos. El paralaje, en eventos con lentes puntuales, se puede medir mejor en eventos de larga escala de tiempo, con un gran , es decir. de lentes de baja masa y movimiento lento, que están cerca del observador. ${\displaystyle \pi _{E}}$

Si la estrella fuente es una estrella binaria , entonces también tendrá un movimiento relativo adicional, lo que también puede provocar cambios detectables en la curva de luz. Este efecto se conoce como Xallarap (paralaje escrito al revés).

Detección de planetas extrasolares

Microlente gravitacional de un planeta extrasolar

Si el objeto de la lente es una estrella con un planeta orbitándola, este es un ejemplo extremo de un evento de lente binaria. Si la fuente cruza una cáustica, 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. Normalmente, un equipo de encuesta notifica a la comunidad cuando descubre que se está produciendo un evento de gran aumento. Luego, los grupos de seguimiento monitorean intensamente el evento en curso, con la esperanza de obtener una buena cobertura de la desviación si ocurre. Cuando finaliza el evento, 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 con respecto 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 lente, se puede estimar la masa del planeta y su distancia orbital.

Exoplanetas descubiertos mediante microlente, 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, descubrieron que la masa más probable del planeta era 1,5 veces la masa de Júpiter. ^[53] Hasta abril de 2020, se han detectado 89 exoplanetas mediante este método. ^[54] Ejemplos notables incluyen OGLE-2005-BLG-071Lb , ^[55] OGLE-2005-BLG-390Lb , ^[56] OGLE-2005-BLG-169Lb , ^[57] dos exoplanetas alrededor de OGLE-2006-BLG-109L , ^[58] y MOA-2007-BLG-192Lb . ^[59] 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 una incertidumbre de factor dos. 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 sobre OGLE-2016-BLG-1190Lb , un exoplaneta extremadamente masivo (o posiblemente una enana marrón ), aproximadamente 13,4 veces la masa de Júpiter . ^[60]

Comparando 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 tanto de la masa del planeta como lo hacen los efectos de otras técnicas. Esto hace que las microlentes sean muy adecuadas 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 lleva mucho tiempo hasta que la lente y la fuente estén lo suficientemente separadas para resolverlas por separado.

Una lente atmosférica terrestre propuesta por Yu Wang en 1998 que utilizaría la atmósfera de la Tierra como una lente grande también podría obtener imágenes directas de exoplanetas cercanos potencialmente habitables. ^[61]

Experimentos de microlente

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

Buscar colaboraciones

• Alardo; Mao; Guibert (1995). "Object DUO 2: un nuevo candidato a lente binaria". Astronomía y Astrofísica . 300 : L17. arXiv : astro-ph/9506101 . Código Bib : 1995A y A...300L..17A.Búsqueda de placa fotográfica de bulto.
• Experience de Recherche des Objets Sombres (EROS) (1993-2002) Colaboración principalmente 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 bulto y LMC.
• Experimento de lentes gravitacionales ópticas (OGLE) (1992 -), colaboración polaca establecida por Paczynski y Udalski . Telescopio dedicado de 1,3 m en Chile dirigido por la Universidad de Varsovia. Blancos sobre protuberancias y Nubes de Magallanes.
• Observaciones de microlentes en astrofísica (MOA) (1998 -), colaboración entre Japón y Nueva Zelanda. Telescopio dedicado de 1,8 m en Nueva Zelanda. Blancos sobre protuberancias y Nubes de Magallanes.
• SuperMACHO (2001 –), sucesor de la colaboración MACHO, utilizó un telescopio CTIO de 4 m para estudiar microlentes LMC débiles.

Colaboraciones de seguimiento

• Probing Lensing Anomalies Network (PLANET) Colaboración multinacional.
• MicroFUN , Red de seguimiento de microlentes
• Búsqueda de planetas con microlentes (MPS) Archivado el 23 de abril de 1999 en Wayback Machine.
• Red de microlentes para la detección de pequeños exoplanetas terrestres, MiNDSTEp
• RoboNet. Buscando planetas utilizando una red global de telescopios robóticos

Lente de píxeles de la galaxia de Andrómeda

• MEGA
• ÁGAPE (en francés)
• WeCAPP
• El proyecto Angstrom
• PLAN Archivado el 22 de julio de 2011 en Wayback Machine.

Experimentos satelitales propuestos

• Telescopio de reconocimiento de exoplanetas galácticos (GEST) Archivado el 16 de mayo de 2001 en la Wayback Machine.
• SIM Microlensing Key Project habría utilizado la astrometría de extremadamente alta precisión del satélite de la Misión de Interferometría Espacial para romper la degeneración de las microlentes y medir la masa, la distancia y la velocidad de las lentes. Este satélite fue pospuesto varias veces y finalmente cancelado en 2010.
• El Telescopio Espacial Romano Nancy Grace , que la NASA está preparando para su lanzamiento a mediados de la década de 2020, incluirá un estudio de microlente junto con varios otros estudios. Los datos demográficos de las microlentes complementarán los de las misiones Kepler y TESS , con una mejor sensibilidad a planetas como la Tierra y Marte, que tienen más probabilidades de ser planetas rocosos en la zona habitable de sus soles.

Ver también

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

Referencias

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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